El sol - el objeto más masivo en el sistema solar - es una población I estrella enana amarilla. Está en el extremo más pesado de su clase de estrellas, y su estado de población I significa que contiene elementos pesados. Los únicos elementos en el núcleo, sin embargo, son hidrógeno y helio; el hidrógeno es el combustible para las reacciones de fusión nuclear que producen helio y energía continuamente. En la actualidad, el sol ha quemado aproximadamente la mitad de su combustible.
Cómo se forma el Sol
Según la hipótesis nebular, el sol apareció como resultado del colapso gravitacional de una nebulosa. - una gran nube de gas espacial y polvo. A medida que esta nube atraía cada vez más materia hacia su núcleo, comenzó a girar sobre un eje, y la parte central comenzó a calentarse bajo las enormes presiones creadas por la adición de más y más polvo y gases. A una temperatura crítica, 10 millones de grados Celsius (18 millones de grados Fahrenheit), el núcleo se encendió. La fusión del hidrógeno en helio creó una presión hacia afuera que contrarrestó la gravedad para producir un estado estable que los científicos llaman la "secuencia principal".
El Interior del Sol
El sol se ve como un sin rasgos orbe amarillo de la Tierra, pero tiene capas internas discretas. El núcleo central, que es el único lugar donde ocurre la fusión nuclear, se extiende a un radio de 138,000 kilómetros (86,000 millas). Más allá de eso, la zona radiativa se extiende casi tres veces más lejos, y la zona convectiva llega a la fotosfera. En un radio de 695,000 kilómetros (432,000 millas) desde el centro del núcleo, la fotosfera es la capa más profunda que los astrónomos pueden observar directamente, y es lo más cercano que el sol tiene a una superficie.
Radiación y convección
La temperatura en el núcleo del sol es de alrededor de 15 millones de grados Celsius (28 millones de grados Fahrenheit), que es casi 3.000 veces más alta que en la superficie. El núcleo es 10 veces más denso que el oro o el plomo, y la presión es 340 mil millones de veces la presión atmosférica en la superficie de la Tierra. Las zonas central y radiativa son tan densas que los fotones producidos por reacciones en el núcleo tardan un millón de años en alcanzar la capa convectiva. Al comienzo de esa capa semiopaca, las temperaturas se han enfriado lo suficiente como para permitir que los elementos más pesados, como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el hierro retengan sus electrones. Los elementos más pesados atrapan la luz y el calor, y la capa finalmente "hierve", transfiriendo energía a la superficie por convección.
Reacciones de fusión en el núcleo
Fusión de hidrógeno en helio en el núcleo del sol procede en cuatro etapas. En el primero, dos núcleos de hidrógeno (o protones) colisionan para producir deuterio, una forma de hidrógeno con dos protones. La reacción produce un positrón, que colisiona con un electrón para producir dos fotones. En la tercera etapa, el núcleo de deuterio choca con otro protón para formar helio-3. En la cuarta etapa, dos núcleos de helio-3 colisionan para producir helio-4, la forma más común de helio, y dos protones libres para continuar el ciclo desde el principio. La energía neta liberada durante el ciclo de fusión es de 26 millones de electronvoltios.
