El Interior del Sol

A. Núcleo.

Las condiciones en el núcleo del Sol son extremas, podemos considerar como núcleo el 25% de su radio. La temperatura es de 15’6 millones de Kelvin y la presión es de 250 billones de atmósferas. [6] En el núcleo se encuentra el 60% de su masa, [16] la densidad en el núcleo es superior a 150 veces la del agua. [6][16] En esta región es donde se produce el 99% de la energía, [11] aunque esta no se emite de forma homogénea [25] y es debida a procesos de fusión termonuclear. [11]

El proceso principal de producción de energía se denomina cadena protón-protón, y es el característico de estrellas poco masivas. Desde que el sol se formó menos de un 0,1% de su masa se convirtió en energía y el 5% del Hidrógeno en Helio. [11]

B. Zona Radiativa.

Aquí la energía se transmite por radiación, de aqui su nombre. Esta zona es relativamente transparente.

A medida que la radiación alcanza la superficie del Sol, ésta es absorbida, dispersada y emitida por los átomos. Parte de la energía se disipa debido a estas interacciones y los rayos gamma se transforman en radiación de mayor longitud de onda, como los rayos X, radiación ultravioleta, etc. Esto se produce en una región que se extiende desde 25% hasta el 86% R?. [11]

C. Zona convectiva.

Más allá de 86% R?, en la zona convectiva, la menor temperatura permite que los electrones sean capturados por átomos de H para formar iones negativos de hidrógeno y también de otros elementos más pesados. Estos iones son muy eficaces para absorber fotones y aumentan de manera considerable la opacidad de la región, evitando de ese modo la propagación de la radiación en altas frecuencias.

En la zona convectiva, grandes masas de gas caliente son transportadas hacia la fotosfera por medio de corrientes turbulentas. [11] Aquí se produce el fenómeno conocido como convección, el plasma al ser un buen conductor de la electricidad (con una conductividad superior a la del cobre metálico) hace que los campos magnéticos se vean atrapados por el plasma y sean arrastrados a medida que se mueven hacia arriba y hacia abajo. [24]

D. Reacción Termonuclear Del Núcleo

El Sol produce su propia energía mediante un proceso de cambio de materia en energía. La proporción de energía producida determina las diferencias con respecto a luminosidad, temperatura y color; en nuestra estrella existen dos procesos principales: protón - protón y el ciclo del carbono. Para que una reacción de fusión se lleve a cabo es necesario que los núcleos estén muy cerca para que de esta forma las fuerzas nucleares, que sólo actúan en distancias muy pequeñas porque tiene que contrarrestar a las fuerzas electrostáticas por la que los núcleos de carga positiva se repelen, sean relevantes para poder unir los núcleos. [18]

D.1 El ciclo protón - protón

También denominado reacción protón - protón, es la cadena principal de reacciones termonucleares, la fuente principal de energía radiada por el sol. La otra secuencia de reacciones termonucleares, llamadas el ciclo del carbono, proporciona más energía que la de estrellas más calientes.

En un ciclo protón - protón, cuatro núcleos de hidrogeno (protones) se combinan para formar un núcleo de Helio; el 0’7% de la masa original se pierde principalmente en la conversión de energía calórica pero parte de la energía se escapa en forma de neutrinos. Primero, dos núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de Hidrogeno-2 (deuterio) con la emisión de un electrón positivo (e+, positrón) i neutrinos. Los núcleos de hidrogeno-2 capturan rápidamente otro protón para formar núcleos de helio-3, mientras que se emiten rayos gamma A partir de este punto la reacción sigue varios caminos, pero siempre es el resultado de un núcleo de Helio-4, con la emisión de dos neutrinos en total. La energía de los neutrinos emitidos es diferente para cada camino. Para el más directo tenemos dos núcleos de helio-3 (producidos como se indica más arriba) forman un núcleo de Helio-4 (He, partícula alfa) con los dos protones liberados el camino que produce los neutrinos más energéticos usa núcleos de Helio-4 como catalizadores i los ciclos considerando isótopos de Berilio i Borh en estados intermedios.

El camino se realiza únicamente en altas temperaturas i es de interés porque esos neutrinos energéticos han sido detectados en un experimento a gran escala en una mina profunda. El ratio detectado en este experimento solar - neutrino es más pequeño de lo teóricamente predicho y la causa todavía no se ha determinado. La energía creada en el núcleo se difunde hacia el exterior a través de las diferentes capas del Sol. [20]

Resumiendo en el siguiente esquema:

D.2 El ciclo del carbono

También denominado ciclo carbono - nitrógeno, es la secuencia de reacciones termonucleares que proporciona gran parte de la energía radiada por las estrellas más calientes aunque es solo una fuente menor de energía para el Sol y no se realiza en todas las estrellas frías. Cuatro núcleos de hidrogeno son convertidos en un núcleo de Helio, una fracción de masa es liberada como energía, de acuerdo con la ley E = mc2. El físico alemán Hans Bethe en 1938, fue el primero en describir el proceso. La reacción queda como sigue: un núcleo de carbono-12 captura un núcleo de hidrógeno (H, un protón) para formar un núcleo de Nitrógeno-13, y en el proceso se emite un rayo gamma. El núcleo de Nitrógeno-13 emite un electrón positivo (e+, positrón) y se convierte en Nitrógeno-14, entonces emite de nuevo un rayo gamma. El Nitrógeno-14 captura un protón para formar Oxigeno-15, entonces el núcleo resultante emite un positrón y es transformado en Nitrógeno-15. Eventualmente, el Nitrógeno-15 captura un protón y se transforma en un núcleo carbono-12 mas un núcleo de Helio (partícula alfa) de masa 4 (He).[20]

Resumiendo:

Este desarrollo crea procesos de fusión, habiendo un menor número de particulas para que mantengan la presión interna, los núcleos deben moverse a mayor velocidad para soportar el peso del Sol. Esto desemboca en un incremento de la temperatura y también en una mayor emisión del calor del núcleo. [10]

Los sistemas utilizados para conocer este tipo de procesos son la detección de neutrinos y el análisis de las ondas de sonido (compresión) que se propagan a todo lo largo del Sol, la denominada Heliosismología. [18] Los neutrinos son como los fotones en el sentido que no pesan nada y se desplazan a la velocidad de la luz, pero no son un tipo de luz. Tienen el mismo momento angular intrínseco, o espín, que los protones, los electrones y los neutrones; los fotones en cambio poseen el doble de espín, los neutrinos atraviesan la materia sin ninguna dificultad, sólo una pequeña proporción de ellos queda detenida por la materia que se interpone en su camino. Unos científicos de Dakota del Sur para detectar el número de neutrinos utilizaron una cantidad enorme de cloro, después de pasar los neutrinos a través del cloro se mide el argón producido y de esta manera se sabe a grosso modo los neutrinos que han pasado. [7]

Aquí en la Tierra el proceso de fusión nuclear fue conseguido por vez primera con la explosión de la bomba de hidrógeno. Ahora se está proyectando una nueva central nuclear para conseguir energía por medio de fusión en vez de fisión. [18]