El telescopio Inouye capta la imagen más nítida jamás lograda del Sol y revela vórtices de 25 km que podrían explicar el misterio de la corona.

El Sol a 19 kilómetros de resolución: aparecen los remolinos que faltaban en el rompecabezas de la corona

El telescopio solar Inouye ha captado las imágenes más nítidas jamás obtenidas de la superficie de nuestra estrella. En ellas asoman decenas de torbellinos diminutos —inestabilidades de Kelvin-Helmholtz— que la teoría llevaba treinta años prediciendo sin poder demostrar. El hallazgo, publicado este 5 de agosto en Nature, no resuelve por sí solo por qué la corona solar está a millones de grados, pero pone sobre la mesa un mecanismo que puede ser una pieza esencial del enigma.

Un fenómeno cotidiano en un lugar improbable

Cuando dos fluidos se deslizan uno junto al otro a velocidades distintas, la frontera entre ambos deja de ser estable. Basta una perturbación mínima para que el borde se ondule y las ondas se enrosquen hasta formar una hilera de remolinos con forma de ola rompiente. Es la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz (KHI), descrita por Hermann von Helmholtz en 1868 y formulada matemáticamente por lord Kelvin en 1871.

Es uno de los procesos más universales de la física de fluidos y se reconoce a simple vista: en la nata que se enrosca al caer en el café, en las nubes fluctus que anuncian turbulencia a los pilotos, en el oleaje batido por el viento, en las bandas atmosféricas de Júpiter y Saturno o en la frontera entre el viento solar y la magnetosfera terrestre, donde las sondas Geotail y Cluster la midieron in situ.

Conviene una precisión que muchos titulares están pasando por alto: en el Sol, la KHI no era una desconocida. Desde 2011 se venían identificando estructuras compatibles con ella en la corona —en los flancos de eyecciones de masa coronal observadas por el satélite SDO, en protuberancias y en chorros cromosféricos—. Lo que jamás se había visto es lo que ahora publica el equipo de David Kuridze y Friedrich Wöger: la inestabilidad actuando en la fotosfera, la superficie visible del Sol, el sótano donde nace todo lo demás.

Tres minutos de abril

Los datos proceden de una sesión de apenas tres minutos, entre las 21:38 y las 21:41 TU del 14 de abril de 2025. El instrumento es el telescopio solar Daniel K. Inouye (DKIST), con un espejo primario de cuatro metros instalado cerca de la cima del Haleakalā, en Maui (Hawái). Es el mayor telescopio solar del mundo y recoge unas siete veces más luz que cualquier otro.

Los investigadores apuntaron a una zona con poros —manchas pequeñas y sin penumbra— en las inmediaciones de la región activa NOAA 14060, muy cerca del centro del disco solar. Observaron en el continuo azul, a 416 nanómetros, con un montaje experimental llamado FastCam, desarrollado conjuntamente por el Observatorio Solar Nacional estadounidense y el Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar. La cámara dispara hasta 740 imágenes por segundo con exposiciones de 100 microsegundos, y un divisor de haz genera simultáneamente una imagen enfocada y otra ligeramente desenfocada, un truco (phase diversity) que permite medir qué aberraciones deja sin corregir la óptica adaptativa.

Después llega el trabajo de cálculo: cada fotograma científico final se reconstruye a partir de 2.000 imágenes mediante deconvolución ciega multifotograma. El resultado son secuencias con una cadencia efectiva de 2,7 segundos y una resolución espacial de 19 kilómetros sobre la superficie solar, exactamente el límite de difracción del telescopio a esa longitud de onda. El campo de visión abarca unos 5.800 × 4.350 kilómetros: una franja del tamaño de la distancia entre Madrid y Nueva York, sobre un astro de 1,4 millones de kilómetros de diámetro.

Wöger lo resume con una comparación gráfica: es como distinguir hormigas caminando por el suelo desde 160 kilómetros de altura.

Lo que aparece en el borde de los gránulos

La fotosfera hierve. El plasma caliente asciende por el centro de celdas convectivas de unos mil kilómetros —los gránulos—, irradia su energía al espacio, se enfría y vuelve a hundirse por los bordes, que por eso se ven más oscuros. En esas fronteras donde el plasma converge se apelotonan también las líneas de campo magnético que arrastra consigo. Y un campo magnético concentrado se resiste a que el plasma lo atraviese: el flujo se frena en seco contra él. Ahí está el salto brusco de velocidad —el cizallamiento— que la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz necesita para arrancar.

Hasta ahora, esos bordes aparecían en las imágenes como interfases suaves y difusas. Con DKIST se revelan compuestos casi por completo de vórtices y estrías finísimas que nacen, crecen, se fusionan y se deshacen en cuestión de segundos.

Los números del estudio:

Se analizaron 47 vórtices en el campo observado.
La distancia característica entre remolinos consecutivos es de 65 kilómetros, con tamaños individuales de entre 25 y 170 kilómetros.
Se desplazan a lo largo de la frontera magnética a velocidades de 0,67 a 3 km/s.
Sus tasas de crecimiento van de 0,014 a 0,054 por segundo: nacen y saturan en decenas de segundos.

Los más pequeños rozan ya el límite de 19 kilómetros del instrumento. Los autores son explícitamente prudentes en este punto: que el histograma de tamaños tenga su máximo por encima del límite de resolución no permite concluir que no existan escalas todavía menores en el Sol.

La prueba de cargo: simulación y teoría

Ver remolinos no basta para bautizarlos. La confirmación llega de una triple coincidencia.

Por un lado, el equipo reprodujo la escena con el código de magnetohidrodinámica radiativa MURaM, en un dominio de seis por seis por dos megámetros con una malla de 3,2 kilómetros, inicializado con el magnetograma real de la región observada. Las imágenes sintéticas generadas a partir de la simulación —pasadas por el filtro y la resolución del propio telescopio— muestran los mismos vórtices y las mismas estrías, con una separación característica de 49 kilómetros y tasas de crecimiento de 0,027 a 0,059 por segundo. Valores comparables a los medidos en el cielo.

Por otro, la teoría lineal clásica de Chandrasekhar (1961), alimentada con el grosor de la capa de cizallamiento que da la simulación —unos 12 kilómetros—, predice que el modo más inestable debería tener una longitud de onda de entre 60 y 100 kilómetros. Es decir, lo observado.

La simulación aporta además el dato que las imágenes no pueden dar: el campo de velocidades horizontales. Y explica por qué el campo magnético no ahoga la inestabilidad, como suele hacer. La componente magnética paralela al flujo cizallante la suprime; la perpendicular no la estabiliza en absoluto. En la fotosfera de una región activa el campo es casi vertical y el flujo convergente es horizontal: perpendiculares. Vía libre.

Un área ampliada de una de las imágenes más recientes de la superficie del Sol. Fotografía: NSF/NSO/Aura/MPS

Rollos verticales que trocean el campo magnético

El detalle más sorprendente es que estos torbellinos no son planos. En la simulación se extienden en vertical desde unos 100 kilómetros por encima de la superficie visible hasta 400 por debajo, manteniendo la misma fase: son rodillos verticales. Y su amplitud crece hacia abajo, donde el campo estabiliza menos.

La consecuencia es notable: en las capas profundas, la inestabilidad fragmenta los elementos magnéticos, de modo que lo que en la superficie parece una concentración compacta se conecta hacia abajo con varios filamentos separados. Recuerda, a escala minúscula, la vieja imagen que Eugene Parker propuso en 1979 para las manchas solares, aunque él invocaba entonces otro mecanismo —la inestabilidad de acanalamiento— y no la de Kelvin-Helmholtz.

Hay más consecuencias. La KHI introduce una difusividad turbulenta de unos 0,65 × 10¹² cm²/s justo en las regiones de campo intenso donde se suponía que la turbulencia estaba suprimida, permitiendo que se mezclen plasma magnetizado y no magnetizado. Y resuelve de paso un enigma menor pero persistente desde 2002: el origen de las estrías oscuras en los bordes de los elementos magnéticos, que resultan ser la huella óptica de las ondulaciones que la propia inestabilidad imprime en esas fronteras.

¿Y la corona?

Aquí conviene medir las palabras. La superficie del Sol está a unos 5.500 °C; la corona, la tenue atmósfera exterior que solo vemos a simple vista durante los eclipses totales, alcanza uno o dos millones de grados, y hasta tres en las regiones activas. Que la temperatura suba en lugar de bajar al alejarse de la fuente de calor es el problema del calentamiento coronal, abierto desde los años cuarenta.

Las dos familias de explicaciones candidatas son las ondas magnetohidrodinámicas y el trenzado del campo magnético: al agitarse los pies de los tubos de campo anclados en la fotosfera, las líneas se entrelazan, acumulan energía libre y acaban liberándola en microrreconexiones. Eugene Parker formuló ese mecanismo de disipación topológica en 1972 y años después lo popularizó bajo el nombre de nanofulguraciones. El punto débil de la teoría siempre ha sido observacional: nadie había podido caracterizar qué mueve realmente esos pies magnéticos a pequeña escala.

Lo que el trabajo sostiene es que los vórtices de Kelvin-Helmholtz podrían ser precisamente esa fuente de trenzado magnético, omnipresente y de escala pequeña. Kuridze subraya que la inestabilidad es un proceso extraordinariamente eficiente para transferir, transformar y disipar energía, lo que la convierte en candidata para atacar algunas de las grandes preguntas abiertas, incluida la de por qué las capas externas de las atmósferas estelares están más calientes que sus superficies.

El mismo equipo apunta a una segunda aplicación, quizá más inmediata: el ciclo magnético solar dura solo once años, un plazo brevísimo en términos cósmicos, lo que obliga a que el flujo magnético generado se disipe muy deprisa. Los modelos actuales tienen dificultades para explicar esa rapidez, y la KHI descubierta en la fotosfera «puede ser una fuente clave de esa difusión magnética que falta», según Kuridze. Para David Boboltz, subdirector del Observatorio Solar Nacional, el hallazgo supone «un gran paso adelante en nuestra comprensión de la dinámica del plasma solar».

Dicho lo cual, el estudio no mide cuánta energía llega desde estos remolinos a la corona. Son tres minutos de observación, una sola región activa y una sola longitud de onda, sin medidas polarimétricas del campo magnético a esa resolución. La cadena que va del vórtice fotosférico al millón de grados sigue siendo, por ahora, una hipótesis razonada.

Lo que sigue

El siguiente paso ya está definido: desarrollar algoritmos capaces de detectar y caracterizar automáticamente estos remolinos en el volumen creciente de datos de DKIST, para responder a dos preguntas cuantitativas. Cuánta energía transportan hacia la atmósfera superior y cuánto contribuyen realmente a la difusión del campo magnético en las capas bajas.

No es una cuestión meramente académica. La energía magnética acumulada en la fotosfera es la que alimenta fulguraciones y eyecciones de masa coronal, los fenómenos de meteorología espacial capaces de degradar señales GPS, dañar satélites e inducir corrientes en las redes eléctricas terrestres. Entender el motor a escala de kilómetros es el camino más directo para predecir sus explosiones.

Los datos del telescopio y las simulaciones se han publicado en abierto, y el artículo de Nature es de acceso libre. Cualquiera puede ver ya, con detalle inédito, cómo hierve la superficie de la estrella que nos mantiene vivos.

Fuentes

Kuridze, D., Wöger, F., van Noort, M. et al. «Ubiquitous Kelvin–Helmholtz instabilities driving plasma mixing on the Sun». Nature, 5 de agosto de 2026. DOI: 10.1038/s41586-026-10871-3 (acceso abierto).
Nota de prensa del NSF National Solar Observatory (Boulder, Colorado), 5 de agosto de 2026.
Coberturas de Sky & Telescope, Scientific American y eldiario.es, 5 de agosto de 2026.
Imágenes: NSF/NSO/AURA/MPS.