Figura I. La imagen muestra el interior y la atmósfera solar. Pueden apreciarse los distintos fenómenos observables en la atmósfera solar, como ser fulguraciones, manchas solares, agujeros coronales, etc. (Cortesía del Consorcio SOHO).

Según modelos teóricos actualmente aceptados (confirmados por observaciones indirectas) el interior del Sol consiste en un conjunto de capas denominadas, del interior hacia la superficie, núcleo, zona radiativa, y zona convectiva (Ciencia Hoy, 6:8-12). En el núcleo, que se extiende hasta un 25 por ciento del radio solar, se genera la energía radiada por el Sol a través de procesos termonucleares. Hoy se sabe que la llamada cadena proton-proton (cuatro protones, que debido a la alta temperatura y densidad –~15MK y 115g/cm³– del núcleo se fusionan para dar Helio más energía en forma de radiación gamma junto con neutrinos) contribuye básicamente a la producción de energía (figura I).

La energía generada es transportada hacia la superficie en forma de radiación como rayos gamma y rayos X a través de la así llamada zona radiativa, por ser este el principal mecanismo de transporte. Esta zona comprende desde el exterior del núcleo hasta aproximadamente el 80 por ciento del radio solar. La densidad y la temperatura disminuyen desde 20g/cm³ y 7 x 10⁶K respectivamente en la parte inferior hasta alcanzar valores de 0,2g/cm³ y 2 x 10⁶K en la parte superior. Solo los neutrinos son libres de salir del núcleo sin interactuar con el plasma en su camino hacia el exterior. La radiación, por su lado, es sometida a continuas interacciones en su camino, lo que le hace perder energía haciendo que aflore a la superficie solar en el rango espectral correspondiente al visible, luego de pasar por la última capa, la zona convectiva. En esta zona, la opacidad del plasma a la radiación es tan grande, que la misma deja de ser transportada por radiación y pasa a serlo por convección, de ahí su nombre. Se considera que en la interfase entre la zona convectiva y radiativa se genera el campo magnético del Sol por algún proceso de dínamo, principal responsable de los fenómenos observados.

Figura II. El diagrama describe cómo se clasifican los distintos niveles de la atmósfera solar en función de su temperatura.

Los modelos de atmósfera solar en equilibrio hidrostático, la describen también formando capas, que se delimitan por su temperatura (figura II). En este modelo, la temperatura disminuye con la altura por unos cientos de kilómetros, desde unos 6600K hasta alcanzar un mínimo de 4300K a alrededor de 500km de altura. A esta primera zona se la llama fotosfera y es de ella de donde proviene la luz que nosotros recibimos. A partir de allí, la temperatura crece gradualmente en la cromosfera. A una altura de 2000km por encima de la fotosfera, la temperatura alcanza un valor aproximado de 8500K. En este punto, el Hidrógeno ya no es capaz de emitir el calor disipado, entonces la temperatura crece abruptamente a través de la delgada zona de transición, alcanzando un valor de 500.000K en unos pocos cientos de km. Después de la zona de transición la temperatura continúa creciendo hasta alcanzar el millón de grados a una altura de 8000km en la así llamada corona solar.