A primera vista, el dato parece imposible: la fotosfera (la capa que vemos como “superficie”) ronda los 5.800 kelvin, mientras que la corona llega a 1–3 millones de kelvin.
Pero en astrofísica “temperatura” describe sobre todo la energía cinética de las partículas. La corona es extremadamente poco densa: puede estar “muy caliente” sin contener tanta energía total como una capa más densa.
Eso no resuelve el enigma, pero evita una confusión común: no es una olla hirviendo por encima de una plancha fría, sino un plasma rarificado cuyos iones y electrones se mueven a velocidades altísimas.
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Cómo el campo magnético calienta la corona solar
La explicación más aceptada hoy apunta al mismo protagonista: el campo magnético solar. Debajo y cerca de la fotosfera, la convección (el “hervor” del plasma solar) arrastra, retuerce y trenza líneas de campo como si fueran bandas elásticas.
Esa energía mecánica queda almacenada en estructuras magnéticas y puede liberarse hacia arriba por dos vías que no compiten: probablemente coexisten.
Reconexión magnética y ondas: dos mecanismos que podrían coexistir
Una es la reconexión magnética. Cuando líneas de campo con orientaciones distintas se acercan, pueden “reconectarse” y reorganizarse en una configuración más estable.
En ese salto, parte de la energía magnética se convierte en calor y en aceleración de partículas. En vez de un único estallido, el calentamiento podría ocurrir en una lluvia de eventos pequeños y frecuentes, a veces descritos como “nanoflares”: demasiado débiles para verse individualmente con facilidad, pero suficientes en conjunto para sostener la corona a millones de grados.
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La otra vía es el calentamiento por ondas. Los movimientos en la fotosfera pueden generar oscilaciones que viajan por el campo magnético, en particular ondas de Alfvén, que transportan energía hacia la corona.
El desafío es explicar cómo esas ondas terminan disipándose: mediante turbulencia, choques y cascadas de energía a escalas cada vez menores, hasta que el plasma la convierte en calor.
La corona no es un horno uniforme, sino un sistema dinámico donde el magnetismo, la turbulencia y la reconexión convierten continuamente el movimiento en temperatura, con diferencias entre regiones activas, agujeros coronales y bucles magnéticos.
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Por eso, entender por qué la corona solar es más caliente que la superficie del Sol es también entender cómo una estrella convierte su agitación interna en radiación, viento solar y condiciones ambientales en todo el Sistema Solar.