Núcleo solar

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La estructura del sol

El núcleo solar es la parte más interna del Sol y, en consecuencia, tiene la temperatura más alta (alrededor de 15 millones de grados Kelvin ). Dentro de él, tienen lugar reacciones de fusión nuclear , responsables de la producción de la energía del Sol, su brillo y, en última instancia, el sustento de la vida en la Tierra .

Estudio

El núcleo es la parte menos conocida del Sol, oculta como está de la observación directa. Las mejores pistas sobre su estado provienen de la heliosismología , que aprovecha las vibraciones del Sol, y del análisis de los neutrinos emitidos por reacciones de fusión, que pueden llegarnos tranquilos (concretamente en el núcleo solar, donde el hidrógeno se convierte en helio). Además de estos, otros datos como la producción total de energía y la composición química de la superficie del Sol ponen límites estrictos a los posibles modelos teóricos.

Producción de energía

Diagrama de la fusión nuclear dentro del Sol

Según las teorías actuales, el centro del Sol está compuesto principalmente de hidrógeno . La temperatura ronda los 16 millones de grados, la presión es muy alta, alrededor de 500 mil millones de atmósferas, y la densidad del material en el núcleo es de aproximadamente 150.000 kg / m³. Estas condiciones son extremas para nosotros pero normales para una estrella . Las estrellas más grandes que el Sol tienen núcleos aún más densos y calientes.

Los átomos de hidrógeno del núcleo no pueden permanecer intactos a estas temperaturas y se separan en protones y electrones . La energía térmica es tan alta que más protones, cuando se encuentran al azar, superan la repulsión eléctrica entre cargas del mismo signo debido al efecto túnel y se unen para formar un núcleo de helio . Cada segundo, se convierten 594 millones de toneladas de hidrógeno, liberando energía equivalente a 386 mil millones de mil millones de megajulios . Esta energía es igual a la masa de 4 millones de toneladas (las otras 590 se convierten en helio). Entonces, el sol se ilumina en 4 millones de toneladas por segundo. Su masa total es lo suficientemente grande como para que, incluso después de unos 5 mil millones de años de vida activa, su masa solo se encoja imperceptiblemente.

La energía liberada por la fusión nuclear ocurre inicialmente en forma de fotones gamma , que comienzan en una tangente a la velocidad de la luz. Sin embargo, no pueden llegar muy lejos, porque dada la alta densidad pronto serán absorbidos por un átomo en su camino, que los reemitirá en una dirección diferente y con un espectro de frecuencias más amplio. El ciclo se repetirá varias veces, hasta que los fotones alcancen la superficie del Sol y lo dejen hacia el espacio interplanetario. Se estima que este transporte de energía del interior al exterior del Sol dura 10 millones de años. En otras palabras, si el núcleo del sol dejara de producir energía repentinamente, la superficie continuaría brillando durante mucho tiempo. Los neutrinos , otro subproducto de las reacciones de fusión nuclear, pasan casi sin perturbaciones a través de la materia y salen del Sol en línea recta. Una parte muy pequeña es interceptada por los pocos detectores de neutrinos activos en la Tierra.

El proceso de fusión es muy difícil. En las condiciones que prevalecen en el centro del Sol, el protón promedio debe esperar 13 mil millones de años antes de fusionarse con otros tres y formar un núcleo de helio. Esto significa que hoy la producción de energía del Sol proviene de protones "afortunados", que han cumplido su destino de antemano, y que, a medida que pasa el tiempo, la probabilidad de reacciones aumenta. Luego, el brillo solar aumenta lentamente, lo que ha llevado a algunos teóricos a especular que en 500 millones o mil millones de años el Sol estará demasiado caliente para permitir la vida en la Tierra.

Este aumento es independiente de la evolución estelar que sufrirá el Sol, y que lo llevará a transformarse en gigante roja en unos 5 mil millones de años. El núcleo solar se volverá aún más caliente y concentrado que hoy: la fusión del helio, típica de las gigantes rojas, requiere cientos de millones de grados.

Bibliografía

  • Lewis, Richard (1983) La enciclopedia ilustrada del universo . Harmony Books, Nueva York, 65.
  • Luca Cavalli Sforza (2000) Naturaleza .

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