Por Joseph NicholsonActualizado el 24 de marzo de 2022
El Sol es un colosal horno de combustión de hidrógeno que irradia alrededor de 4 × 10^26 vatios cada segundo. Esta producción continua alimenta no sólo la luz y el calor que sentimos, sino también toda la energía que eventualmente llega a la Tierra, incluidos los combustibles fósiles que impulsan nuestro mundo moderno. El mecanismo detrás de este prodigioso resultado es la fusión nuclear.
El hidrógeno, el elemento más ligero y simple, consta de un protón y un electrón. En las frías capas exteriores de una estrella naciente, la carga positiva de los protones las mantiene separadas. A medida que la protoestrella colapsa bajo la gravedad, las temperaturas y presiones en su núcleo aumentan hasta que los núcleos de hidrógeno pueden superar su barrera de Coulomb. A aproximadamente **8 millones de K**, cuatro protones pasan por la cadena protón-protón, fusionándose para formar un núcleo de helio-4 mientras convierten una pequeña fracción de masa en energía a través de E = mc² . A medida que la temperatura central aumenta aún más, los núcleos más pesados se vuelven accesibles; aproximadamente **100 millones de K**, tres núcleos de helio-4 se fusionan en el proceso triple alfa para crear un átomo de carbono-12.
La energía liberada por la fusión aparece primero como rayos gamma de alta energía. Estos fotones deben atravesar el interior del Sol antes de escapar al espacio. Inmediatamente rodeando el núcleo se encuentra la zona de radiación, tan densa que los fotones pueden tardar una media de **171.000 años** en salir, a veces hasta varios millones de años. Luego viene la zona de convección, donde el plasma caliente asciende y el plasma más frío desciende en una danza turbulenta. En esta zona, los rayos gamma se degradan gradualmente en fotones de menor energía, principalmente luz visible, a medida que la energía se propaga hacia la superficie.
La fotosfera (la superficie visible del Sol) tiene una temperatura de aproximadamente **4500-6000 K**. Por encima se encuentra la corona, el sitio de las manchas y prominencias solares. Cuando los fotones finalmente salen de la fotosfera, aproximadamente la mitad de la energía que llega a la Tierra es luz visible, la otra mitad es infrarroja y una porción más pequeña pero significativa es radiación ultravioleta, que puede ser peligrosa para los organismos vivos. Los fotones solares viajan a la velocidad de la luz y cubren la distancia de ~150 millones de kilómetros hasta la Tierra en aproximadamente **ocho minutos**.
