Núcleo solar
El núcleo del Sol es la región que se considera desde el centro del Sol hasta alrededor de 0,2 a 0,25 radios solares (R⊙).
[1] Es la región con mayor temperatura en nuestra estrella y en el sistema solar.
Tiene una densidad de 150 g/cm³ (150 veces la densidad del agua en estado líquido), justo en el centro, y una temperatura de alrededor de 15 700 000 K;[2] como comparación, la superficie del Sol se encuentra a aproximadamente 6000 K. El núcleo solar está compuesto por gas denso y caliente en estado de plasma a una presión estimada de 2,65×10¹⁶ Pa en el centro.
[2] Aproximadamente 3,6×1038 protones (núcleos de hidrógeno) se convierten en núcleos de helio cada segundo, lo que libera energía a razón de 3,86×1026 W.[3][2] El núcleo solar produce casi todo el calor del Sol a través de la fusión nuclear.
La energía producida por la fusión en el núcleo —a excepción de una pequeña parte transportada por los neutrinos— debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera, antes de escapar al espacio como luz solar o energía cinética de partículas.
No obstante, el Sol es mucho más caliente que estos ejemplos debido al enorme volumen que tiene.
Sin embargo, las capas del Sol radian hacia las capas más externas que tienen una temperatura ligeramente menor.
Esta diferencia en las potencias de radiación entre las capas es la que determina la producción neta de potencia y la transferencia en el núcleo del Sol.
[2] Más allá del 30 % del radio solar, en donde la temperatura es de 7×106 K y la densidad ha disminuido hasta 10 g/cm³, la tasa de fusión es prácticamente nula.
La primera reacción nuclear para formar helio a partir de núcleos de hidrógeno es conocida como cadena protón-protón.
El proceso se ilustra en la figura de la derecha.
Se cree que esta serie de reacciones es la más importante en el núcleo solar.
El tiempo característico para la primera reacción es de alrededor de mil millones de años, incluso para las altas densidades y temperaturas del núcleo, debido a la necesidad de que la fuerza débil provoque el decaimiento beta antes de que los núcleos se puedan adherir (lo cual raramente pasa en el tiempo en el que se acercan por efecto túnel para estar lo suficientemente cerca para hacerlo).
Los tiempos que duran el deuterio y el helio 3 en las siguientes reacciones son, en contraste, cerca de 4 segundos y 400 años.
Estas reacciones posteriores ocurren a través de la fuerza nuclear fuerte y son mucho más rápidas.
La sucesión de reacciones del ciclo CNO son las siguientes:[12] (2)
Este proceso se puede entender mejor observando la figura de la izquierda, comenzando en la parte superior y yendo en dirección de las agujas del reloj.
La tasa de fusión nuclear depende fuertemente de la densidad, por lo que la tasa de fusión en el núcleo solar es un equilibrio que se corrige a sí mismo.
Esto reduce la tasa de fusión y corrige la perturbación.
Por el contrario, si la tasa de fusión nuclear disminuye ligeramente, el núcleo solar se enfría y se encoge también ligeramente, lo que incrementa la tasa de fusión y revierte este cambio a su estado anterior.
Los fotones de alta energía (es decir, rayos gamma) liberados en las reacciones de fusión toman trayectorias indirectas hacia la superficie del Sol.
Desde ahí, la luz atraviesa la zona convectiva solar (el último 25 % del radio solar), donde el proceso de transferencia que domina es ahora la convección y donde la velocidad a la que sale el calor hacia el exterior es considerablemente mayor.
En las reacciones de fusión nuclear también se liberan neutrinos.
Sin embargo, a diferencia de los fotones, estos últimos rara vez interaccionan con la materia, y casi todos ellos logran escapar del interior del Sol inmediatamente.
Por muchos años, las mediciones de los neutrinos producidos en el Sol fueron mucho menores a lo que predecían las teorías (a esto se le conoció como el problema de los neutrinos solares).
