Por Alexander Merz · Publicado el · Datos verificados el 20 de septiembre de 2026
Saturno está justo enfrente del Sol: su máximo brillo, visible toda la noche. La mejor ocasión del año para ver los anillos con telescopio.
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El Sol (el astro del día) es la estrella central de nuestro sistema solar. Todos los planetas, asteroides y cometas del sistema solar giran alrededor del Sol. Reúne más del 99 % de la masa del sistema solar y tiene un diámetro 110 veces mayor que el de la Tierra.
Pese a ese tamaño inimaginable, el Sol es una estrella (enana) más bien mediana y seguirá abasteciendo al sistema solar de calor y otras radiaciones durante unos cinco mil millones de años más, antes de apagarse de forma espectacular.
Importante antes de pensar en equipo: el Sol es el único objeto del cielo que te daña los ojos de forma permanente si no usas el filtro adecuado – un telescopio sin un filtro solar homologado delante de la abertura no sirve para esto. Qué filtros son seguros lo tienes en la guía de filtros; qué equipo encaja contigo, en la guía para principiantes.
⚡ La respuesta rápida: El Sol se compone casi por completo de hidrógeno (alrededor del 73 % de la masa) y helio (alrededor del 25 %). El 2 % restante se reparte entre oxígeno, carbono, neón, hierro y otros elementos.
No es un cuerpo sólido, sino una esfera de plasma – gas cuyos átomos, a millones de grados, están separados en núcleos y electrones. En el núcleo, el hidrógeno se fusiona en helio y libera la energía que nos llega como luz y calor.
¿De qué está hecho el Sol? La composición en cifras
Los datos se refieren a la proporción de masa en la fotosfera – la superficie visible. En el núcleo, la fusión nuclear ha desplazado las proporciones a lo largo de 4.600 millones de años: allí la proporción de helio ha subido ya a alrededor del 60 %.
| Característica | Valor |
|---|---|
| Hidrógeno | alrededor del 73,5 % de la masa (alrededor del 92 % de los átomos) |
| Helio | alrededor del 24,9 % de la masa (alrededor del 7,8 % de los átomos) |
| Oxígeno | alrededor del 0,8 % |
| Carbono | alrededor del 0,3 % |
| Hierro | alrededor del 0,16 % |
| Neón, nitrógeno, silicio, magnesio, azufre | en conjunto alrededor del 0,3 % |
| Estado de agregación | plasma – ni gas, ni líquido, ni sólido |
| Masa | 1,989 · 1030 kg = 333.000 masas terrestres, el 99,86 % de la masa del sistema solar |
| Diámetro | 1,392 millones de km – 109 diámetros terrestres |
| Densidad media | 1,41 g/cm³ |
| Temperatura en el núcleo | alrededor de 15,7 millones de °C |
| Temperatura en la superficie | 5.500 °C (fotosfera) |
| Temperatura en la corona | de 1 a 2 millones de °C – más caliente que la superficie |
| Producción de energía | cada segundo se fusionan unos 600 millones de toneladas de hidrógeno en 596 millones de toneladas de helio |
| Edad | unos 4.600 millones de años |
| Vida restante | unos 5.000 millones de años hasta convertirse en gigante roja |
Por qué el Sol no es una bola «ardiendo»
En el Sol no hay combustión en el sentido químico – para eso no hay ni oxígeno ni suficiente material combustible. Lo que vemos como luz solar procede de la fusión nuclear: bajo una presión de 200.000 millones de atmósferas terrestres, en el núcleo se fusionan cada vez cuatro núcleos de hidrógeno en un núcleo de helio. El producto pesa un poquito menos que los materiales de partida, y justamente esa masa que falta se convierte en energía según E = mc² – unos cuatro millones de toneladas por segundo.
Un fotón procedente del núcleo necesita después entre decenas de miles y millones de años para abrirse camino hacia fuera a través de la densa zona radiativa. Los últimos 150 millones de kilómetros hasta la Tierra los recorre luego en algo más de ocho minutos. Más sobre ello en nuestro artículo sobre el viento solar y sobre cómo el Sol forma manchas solares.
¿Qué es el Sol?
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra y el astro central de nuestro sistema solar. El Sol es una bola de gas gigantesca y extremadamente caliente. Cada segundo fusiona 657 millones de toneladas de hidrógeno en 653 millones de helio.
La diferencia de masa de 4 millones de toneladas se libera como energía en forma de radiación. Esa radiación se emite en todo el espectro electromagnético: ondas de radio, radiación infrarroja (calor), luz visible y rayos X o gamma.
Nuestra estrella del día es una estrella de tamaño medio: 1.392.700 kilómetros de diámetro y, con ello, unas diez veces más grande que las enanas rojas más pequeñas – pero minúscula frente a supergigantes como Stephenson 2-18, que alcanza unos 2.150 radios solares.
¿Cuántos años tiene el Sol? 4.600 millones, a mitad de camino
El Sol tiene unos 4.600 millones de años, así que ha recorrido más o menos la mitad de su vida como estrella estable. Seguirá brillando tan regularmente como hoy unos 5.000 millones de años más; después se hinchará hasta convertirse en una gigante roja.
Su edad no se mide en el propio Sol, sino en los granos sólidos más antiguos del sistema solar: las inclusiones ricas en calcio y aluminio (CAI) de meteoritos como Allende. Su edad plomo-plomo es de 4.567 millones de años, y el Sol es solo un poco más viejo que estos primeros fragmentos de su disco de polvo.
La heliosismología aporta una comprobación independiente: las oscilaciones de la superficie solar revelan cuánto hidrógeno del núcleo se ha fusionado ya en helio. El resultado, unos 4.570 millones de años con un margen de unos 100 millones, coincide con los meteoritos.
| Fase | Cuándo | Qué ocurre |
|---|---|---|
| Formación | hace 4.600 millones de años; duró algunas decenas de millones de años | Una nube de gas colapsa y en el núcleo se enciende la fusión nuclear. |
| Secuencia principal (hoy) | desde hace 4.600 millones de años; quedan unos 5.000 millones | El hidrógeno se fusiona en helio. El Sol se vuelve poco a poco más brillante: al principio tenía solo alrededor del 70 % de su luminosidad actual. |
| Gigante roja | dentro de unos 5.000 a 7.500 millones de años | El hidrógeno del núcleo se agota y el Sol se hincha hasta más o menos la órbita actual de la Tierra. |
| Nebulosa planetaria | después, algunas decenas de miles de años | Las capas exteriores se expulsan y brillan como una nebulosa. |
| Enana blanca | después, billones de años | Queda un núcleo muy denso del tamaño de la Tierra que se enfría lentamente. |
Para la vida en la Tierra el reloj corre más deprisa que para el Sol. Como gana casi un 10 % de brillo cada 1.000 millones de años, dentro de unos 1.000 millones de años probablemente hará demasiado calor para que haya océanos líquidos, mucho antes de la fase de gigante roja.
¿Cómo está estructurado el Sol?
Nuestra estrella tiene una estructura de capas. Esas tres capas están separadas entre sí por zonas de transición delgadas.
El núcleo del Sol
El núcleo estelar es el lugar de la fusión estelar, en la que el hidrógeno se fusiona en helio. Solo en el núcleo la presión (200.000 millones de bares) y la temperatura (15 millones de grados) son lo bastante altas como para que el hidrógeno se encuentre como gas ionizado (plasma). Así puede producirse la fusión de cuatro núcleos de hidrógeno en helio como parte de la combustión del hidrógeno.
Atmósfera interior
Zona radiativa
La zona radiativa sigue al núcleo y transmite la energía que se genera en él como radiación hacia la zona siguiente. Hasta que un fotón nacido en el núcleo alcanza la superficie de nuestro astro central y viaja en 8 minutos a la Tierra, el trayecto desde el núcleo a través de la zona radiativa puede durar muchos cientos de miles de años. El motivo son los efectos de colisión y absorción.
Zona convectiva
En la zona convectiva la energía se transfiere a masa en circulación, que se calienta y asciende hacia la superficie solar. En la zona de la superficie la energía se cede, entre otras formas, como calor. La masa se enfría y vuelve a descender lentamente hacia la zona radiativa, donde se calienta de nuevo.
Fotosfera
La fotosfera es la parte visible del Sol. Forma la superficie límite de la materia estable hacia el espacio e irradia la energía del Sol, entre otras formas, como luz.
Cromosfera
La cromosfera es una envoltura de gas delgada alrededor del Sol que absorbe una parte de la energía irradiada. Es visible durante un breve momento en un eclipse solar total.
Atmósfera exterior
Corona
La corona sigue inmediatamente a la cromosfera y pasa al espacio interplanetario sin un límite nítido. Su tamaño y su aspecto varían según el grado de actividad del Sol. La corona es visible durante un eclipse solar total.
¿Cuándo y cómo se formó el Sol?
Cuando nuestra estrella se formó hace unos 4.600 millones de años, el universo tenía ya más de 9.000 millones de años. La primera generación de estrellas, surgida poco después del Big Bang, ya había muerto. En las estrellas de esa primera generación se habían producido, a partir del hidrógeno abundante, los primeros elementos más pesados (helio, oxígeno, carbono, silicio y hierro).
Después de que las estrellas de la primera generación perecieran en explosiones colosales, dejaron los elementos pesados recién fusionados como nubes de polvo en el espacio interestelar. El lugar de nacimiento de nuestra estrella del día fue una nube de gas de ese tipo, que ya contenía pequeñas trazas de esos elementos pesados.
La masa, repartida al principio de forma uniforme, puede colapsar bajo su propia gravedad o ser desequilibrada por la onda de choque de una supernova. Ambas cosas llevan a una concentración de materia que avanza cada vez más como una reacción en cadena y acumula materia adicional cada vez más deprisa.
Al aumentar la masa, la presión y la temperatura crecen en la protoestrella. Su entorno inmediato queda ya libre de masa.
En cuanto la temperatura del núcleo supera un umbral crítico, comienza la fusión estelar y nace una nueva estrella. Con la masa que queda en el campo gravitatorio de la estrella pueden formarse planetas, asteroides y cometas.
¿Cómo funciona nuestra estrella?
¿Por qué brilla nuestro astro central? ¿Por qué notamos todavía su calor en la piel a 150 millones de km de distancia?
Para entenderlo tenemos que saber cuál es la fuente de energía de nuestra estrella.
Nuestra estrella, como todas las estrellas, se compone mayoritariamente de hidrógeno. El hidrógeno es el elemento más frecuente del universo y está disponible en abundancia, acumulado en nubes de gas, cuando se forman las estrellas. Tras el colapso de una nube de gas se acumula cada vez más materia en una protoestrella.
La estrella crece y la presión y la temperatura aumentan cada vez más en su núcleo. A partir de una temperatura y una presión críticas comienza la fusión estelar, la llamada «combustión del hidrógeno», en el núcleo de la estrella recién nacida. En la fusión estelar se fusionan 4 núcleos de hidrógeno en helio.
En el proceso se produce un defecto de masa de alrededor del 0,7 %. Esa masa «que falta» se ha transformado en energía. La estrella, y con ella también el Sol, libera esa energía entre otras formas como luz y calor.
¿Dónde está el Sol en la Vía Láctea?
Nuestro sistema solar se encuentra en el brazo de Orión de nuestra galaxia. El brazo de Orión está a la mitad del radio del plano galáctico.
Hasta el centro de la Vía Láctea hay 28.000 años luz; hasta el borde exterior, 30.000 años luz. El Sol necesita 210 millones de años para dar una vuelta al centro galáctico.
¿Influye el Sol en las estaciones del año?
La principal responsable de que existan las estaciones es la inclinación del eje de rotación terrestre respecto al plano de la órbita. Esa inclinación hace que el hemisferio norte esté en verano más cerca del Sol que en invierno.
En el hemisferio sur ocurre justo al revés. El efecto menor de la inclinación del eje terrestre se da en el ecuador, y por eso allí se habla de un clima de estaciones diarias. Las estaciones se notan con más fuerza en los polos.
Datos fascinantes e impresionantes sobre el Sol
- Diámetro: el Sol tiene un diámetro de unos 1,4 millones de kilómetros y es, por tanto, 109 veces más grande que la Tierra.
- Masa: el Sol representa alrededor del 99,86 % de toda la masa de nuestro sistema solar y pesa unos 1,989 × 10^30 kilogramos.
- Fusión nuclear: en el interior del Sol se producen reacciones de fusión nuclear en las que el hidrógeno se fusiona en helio. En ellas se liberan cantidades enormes de energía en forma de luz y calor.
- Manchas solares: en la superficie del Sol se distinguen zonas oscuras, las llamadas manchas solares. Se producen por campos magnéticos intensos que influyen en el transporte de calor y dan lugar así a puntos más fríos.
- Viento solar: el Sol expulsa continuamente partículas cargadas que se conocen como viento solar. Este influye en todo el sistema solar y contribuye a la formación de auroras polares en la Tierra.
- Ciclo solar: el Sol recorre un ciclo de actividad de unos 11 años, que va desde fases más tranquilas con pocas manchas solares hasta fases más activas con muchas manchas y erupciones solares.
- Erupciones solares: de vez en cuando se producen erupciones colosales en el Sol, en las que se lanzan al espacio grandes cantidades de partículas cargadas y de radiación. En determinadas circunstancias, esos sucesos pueden perturbar satélites y sistemas de comunicación en la Tierra.
- Vida: el Sol tiene unos 4.600 millones de años y previsiblemente existirá otros 5.000 millones de años más. Después se hinchará hasta convertirse en una gigante roja y terminará finalmente como enana blanca.
- Velocidad de la luz: la luz del Sol necesita de media 8 minutos y 19 segundos hasta la Tierra.
- Gravedad: la gravedad del Sol mantiene a los planetas de nuestro sistema solar en sus órbitas y hace posible así que exista vida en la Tierra.
- Puntos de Lagrange: puntos de equilibrio entre el Sol, la Tierra y la Luna.
Observar el Sol tú mismo
El Sol es la única estrella en la que puedes seguir detalles de la superficie con tus propios ojos – manchas que migran a lo largo de los días y, en el borde, las protuberancias. Es al mismo tiempo el único objeto del cielo que puede dejarte ciego en segundos: una mirada por un telescopio sin filtro destruye la retina de forma permanente, y además sin dolor.
Qué filtros son seguros, por qué los filtros en el ocular no sirven de nada, qué diferencia la luz blanca del H-alfa y cómo funciona el método de proyección sin filtro alguno lo tienes explicado en detalle en la guía Observar el Sol: con seguridad y bien hecho.
El eclipse solar del 12 de agosto de 2026 ya ha pasado. La próxima cita para Europa central es el 2 de agosto de 2027: un eclipse solar parcial por la mañana, con entre el 28 y el 61 por ciento de cobertura según el lugar.
Lo que realmente necesitas para ello
Observar el Sol es la parte más barata de la astronomía: un telescopio que quizá ya tengas, más un trozo de lámina filtrante certificada delante de la abertura – no es más que eso. La lámina no se enrosca en el ocular, sino que se coloca delante, sobre la abertura; si no, revienta por el calor concentrado.
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Con una hoja de Lámina solar Baader AstroSolar ECO OD 5.0 (14×15,5 cm) por 25 € te construyes con cartón y cinta adhesiva un soporte para el telescopio o los prismáticos; para aberturas mayores existe la misma hoja como Lámina solar Baader AstroSolar Safety OD 5.0 (20×29 cm) por 40 €. Cómo tiene que ser ese soporte lo tienes paso a paso en la guía de observación.
Unas gafas de eclipse por 5 € no sustituyen eso: están pensadas exclusivamente para el ojo desnudo y nunca deben colocarse delante de un ocular. Para las manchas solares no bastan de todos modos – como mucho las verás como puntitos diminutos.
Preguntas frecuentes
Las manchas solares son zonas oscuras y frías de la fotosfera. Su número y su tamaño dependen de la actividad solar.
La actividad solar, y con ella las manchas solares, recorre un ciclo de unos 11 años. La causa de las manchas solares son probablemente campos magnéticos intensos que dificultan el transporte de calor por la zona convectiva y son corresponsables de las erupciones solares intensas.
Hay numerosas imágenes en directo del Sol en internet. Así se puede observar el Sol cómodamente y con seguridad en la pantalla.
Quien quiera comprar un telescopio para observar el Sol necesita IMPRESCINDIBLEMENTE un filtro solar que se coloque delante de la abertura del telescopio.
Ese filtro reduce la radiación solar al 0,001-0,0001 % y evita así que entre en el telescopio radiación intensa que sin filtrar provocaría ceguera.
En general hay que desaconsejar todos los filtros improvisados, como por ejemplo cristales ennegrecidos o similares.
Sí, el Sol es una estrella. Pertenece a las estrellas enanas de tamaño medio y se encuentra en la mitad de su ciclo de vida.
Dentro de unos 5.000 millones de años el Sol agotará su combustible y seguirá existiendo mucho tiempo como enana blanca del tamaño de la Tierra, antes de apagarse por completo (enana negra).
Un fotón que abandona la superficie solar necesita de media 8 minutos y 19 segundos hasta la Tierra.
Ese mismo fotón necesita en cambio hasta 170.000 años para el trayecto desde su origen en el núcleo solar hasta la superficie del Sol.
La temperatura de la superficie de nuestra estrella es de media de 5.500 °C. En el núcleo de nuestro Sol se alcanzan temperaturas de hasta 15,5 millones de °C.
La Tierra está a una distancia media de 149,6 millones de km del Sol. Esa distancia se denomina también una unidad astronómica (UA).
Esta pregunta, que se hace a menudo, la respondemos por varios caminos en ¿Cuántas veces cabe la Tierra en el Sol?
Las estructuras más llamativas de la superficie solar son las manchas solares – zonas oscuras, frenadas magnéticamente, cuyo número oscila en un ritmo de once años. Su estructura, sus tamaños y el estado actual del ciclo 25 están en el artículo detallado.
Fuentes
- NASA/SDO (AIA), The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA’s Solar Dynamics Observatory – 20100819, marcada como de dominio público, detalles en Wikimedia Commons, consultado el 18.01.2020
- Luc Viatour, Solar eclipse 1999 4, CC BY-SA 3.0, consultado el 18.01.2020
- NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt, Artist’s impression of the Milky Way (updated – annotated), marcada como de dominio público, detalles en Wikimedia Commons, consultado el 18.01.2020