Se considera que el núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente 0,2 del radio solar (139.000 km; 86.000 mi). [1] Es la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar . Tiene una densidad de 150.000 kg/m 3 (150 g/cm 3 ) en el centro y una temperatura de 15 millones de kelvins (15 millones de grados Celsius; 27 millones de grados Fahrenheit). [2]
El núcleo está hecho de plasma denso y caliente (iones y electrones), a una presión estimada en 26,5 millones de gigapascales (3,84 × 10 12 psi) en el centro. [3] Debido a la fusión, la composición del plasma solar cae del 68 al 70% de hidrógeno en masa en el núcleo externo, al 34% de hidrógeno en el núcleo/centro solar. [4]
El núcleo dentro del 20% del radio solar contiene el 34% de la masa del Sol, pero sólo el 0,8% de su volumen. Dentro del 24% del radio solar se encuentra el núcleo que genera el 99% del poder de fusión del Sol. Hay dos reacciones distintas en las que cuatro núcleos de hidrógeno pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de helio : la reacción en cadena protón-protón , que es responsable de la mayor parte de la energía liberada por el Sol, y el ciclo CNO .
El Sol en la fotosfera tiene aproximadamente entre un 73% y un 74% en masa de hidrógeno y el resto es principalmente helio , que tiene la misma composición que la atmósfera de Júpiter y la composición primordial de los gases en las primeras formaciones estelares después del Big Bang . Sin embargo, a medida que aumenta la profundidad del Sol, la fusión disminuye la fracción de hidrógeno. Al viajar hacia adentro, la fracción de masa de hidrógeno comienza a disminuir rápidamente después de que se ha alcanzado el radio del núcleo (todavía es aproximadamente el 70% en un radio igual al 25% del radio del Sol) y dentro de este, la fracción de hidrógeno cae rápidamente a medida que se atraviesa el núcleo. , hasta alcanzar un mínimo de aproximadamente 33% de hidrógeno, en el centro del Sol (radio cero). Todo menos el 2% de la masa plasmática restante (es decir, el 65%) es helio. [5]
Aproximadamente 3,7 × 1038 protones ( núcleos de hidrógeno ) [ verificación fallida ] , o aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno, se convierten en núcleos de helio cada segundo liberando energía a una velocidad de 3,86 × 1026 julios por segundo. [6]
El núcleo produce casi todo el calor del Sol mediante fusión ; el resto de la estrella se calienta mediante la transferencia de calor hacia afuera desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo, salvo una pequeña parte llevada a cabo por los neutrinos , debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera solar antes de escapar al espacio en forma de luz solar , o bien como energía cinética o térmica de partículas masivas. La conversión de energía por unidad de tiempo (potencia) de fusión en el núcleo varía con la distancia al centro solar. En el centro del Sol, los modelos estiman que la potencia de fusión es de unos 276,5 vatios/m 3 . [7] A pesar de su intensa temperatura, la densidad máxima de generación de energía del núcleo en general es similar a la de una pila de abono activo y es menor que la densidad de energía producida por el metabolismo de un ser humano adulto. El Sol es mucho más caliente que una pila de abono debido a su enorme volumen y su limitada conductividad térmica. [8]
Las bajas emisiones de energía que se producen dentro del núcleo de fusión del Sol también pueden resultar sorprendentes, considerando la gran potencia que podría predecirse mediante una simple aplicación de la ley de Stefan-Boltzmann para temperaturas de 10 a 15 millones de Kelvin. Sin embargo, las capas del Sol irradian hacia las capas exteriores con una temperatura sólo ligeramente inferior, y es esta diferencia en la potencia de radiación entre las capas la que determina la generación y transferencia neta de energía en el núcleo solar.
En el 19% del radio solar, cerca del borde del núcleo, las temperaturas son de unos 10 millones de Kelvin y la densidad de potencia de fusión es de 6,9 W/m 3 , que es aproximadamente el 2,5% del valor máximo en el centro solar. La densidad aquí es de aproximadamente 40 g/cm 3 , o aproximadamente el 27% de la del centro. [9] Alrededor del 91% de la energía solar se produce dentro de este radio. Dentro del 24% del radio (el "núcleo" exterior según algunas definiciones), se produce el 99% de la energía del Sol. Más allá del 30% del radio solar, donde la temperatura es de 7 millones de K y la densidad ha caído a 10 g/cm 3, la tasa de fusión es casi nula. [10]
Hay dos reacciones distintas en las que cuatro núcleos de hidrógeno pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de helio: la "reacción en cadena protón-protón" y el "ciclo CNO".
La primera reacción en la que 4 núcleos de H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de He, conocida como reacción en cadena protón-protón, es: [6] [11]
Se cree que esta secuencia de reacción es la más importante en el núcleo solar. El tiempo característico para la primera reacción es de aproximadamente mil millones de años, incluso a altas densidades y temperaturas del núcleo, debido a la necesidad de que la fuerza débil cause la desintegración beta antes de que los nucleones puedan adherirse (lo que rara vez ocurre en el tiempo en que hacen túneles hacia entre sí, para estar lo suficientemente cerca para hacerlo). Por el contrario, el tiempo que duran el deuterio y el helio-3 en las siguientes reacciones es de sólo unos 4 segundos y 400 años. Estas reacciones posteriores se producen a través de la fuerza nuclear y, por tanto, son mucho más rápidas. [12] La energía total liberada por estas reacciones al convertir 4 átomos de hidrógeno en 1 átomo de helio es 26,7 MeV.
La segunda secuencia de reacción, en la que 4 núcleos de H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de He, se llama ciclo CNO y genera menos del 10% de la energía solar total . Se trata de átomos de carbono que no se consumen en el proceso general. El detalle de este ciclo CNO es el siguiente:
Este proceso se puede entender mejor en la imagen de la derecha, comenzando desde arriba en el sentido de las agujas del reloj.
La velocidad de fusión nuclear depende en gran medida de la densidad. [ cita necesaria ] Por lo tanto, la tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio autocorrectivo: una tasa de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas. [ cita necesaria ] Esto reduciría la tasa de fusión y corregiría la perturbación; y una tasa ligeramente menor haría que el núcleo se enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la tasa de fusión y revirtiéndola nuevamente a su nivel actual. [ cita necesaria ]
Sin embargo, el Sol se calienta gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal, porque los átomos de helio en el núcleo son más densos que los átomos de hidrógeno de los que se fusionaron. Esto aumenta la presión gravitacional sobre el núcleo, que es resistida por un aumento gradual en la velocidad a la que se produce la fusión. Este proceso se acelera con el tiempo a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. Se estima que el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos cuatro mil quinientos millones de años [13] y seguirá aumentando su brillo un 1% cada 100 millones de años. [14]
Los fotones de alta energía ( rayos gamma ) liberados en las reacciones de fusión toman caminos indirectos hacia la superficie del Sol. Según los modelos actuales, la dispersión aleatoria de los electrones libres en la zona radiativa solar (la zona dentro del 75% del radio solar, donde la transferencia de calor se realiza por radiación) establece la escala de tiempo de difusión de los fotones (o "tiempo de viaje de los fotones") desde el núcleo. hasta el borde exterior de la zona radiativa hace unos 170.000 años. Desde allí cruzan a la zona convectiva (el 25% restante de la distancia desde el centro del Sol), donde el proceso de transferencia dominante cambia a convección, y la velocidad a la que el calor se mueve hacia afuera se vuelve considerablemente más rápida. [15]
En el proceso de transferencia de calor del núcleo a la fotosfera, cada fotón gamma del núcleo del Sol se convierte durante la dispersión en varios millones de fotones de luz visible antes de escapar al espacio. Los neutrinos también son liberados por reacciones de fusión en el núcleo, pero a diferencia de los fotones, rara vez interactúan con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol inmediatamente. Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el Sol fueron mucho menores de lo que predecían las teorías , un problema que recientemente se resolvió gracias a una mejor comprensión de la oscilación de los neutrinos .
