núcleo solar

El núcleo solar es la región caliente y densa en el centro del Sol donde se genera energía por fusión nuclear . Se considera que se extiende desde el centro del Sol hasta aproximadamente 0,2 veces el radio solar ( 139 000 km; 86 000 millas ). ^{[ 1 ]} Es la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar . Tiene una densidad de 150 000 kg/m³ ⁽ 150 g/cm³ ⁾ en el centro y una temperatura de 15 000 000 K (27 000 000 °F; 15 000 000 °C) . ^{[ 2 ]}       

El núcleo está compuesto de plasma caliente y denso (iones y electrones), a una presión estimada de 26,5 millones de gigapascales (3,84 ^{× 10¹²} psi ) en el centro. ^{[ 3 ]} Debido a la fusión , la composición del plasma solar disminuye de aproximadamente un 70 % de hidrógeno en masa en el núcleo exterior a un 34 % de hidrógeno en el centro. ^{[ 4 ]}  

El núcleo contiene el 34% de la masa del Sol, pero solo el 3% de su volumen, y genera el 99% de la energía de fusión del Sol. Hay dos reacciones distintas en las que cuatro núcleos de hidrógeno pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de helio : la reacción en cadena protón-protón , que es responsable de la mayor parte de la energía liberada por el Sol, y el ciclo CNO .

La composición del Sol varía con la profundidad. ^{[ 5 ]} En la fotosfera, es aproximadamente un 73-74% de hidrógeno en masa, siendo el resto principalmente helio , que tiene la misma composición que la atmósfera de Júpiter y la composición primordial de los gases en la formación estelar más temprana después del Big Bang . Sin embargo, a medida que aumenta la profundidad en el Sol, la fusión disminuye la fracción de hidrógeno. Al viajar hacia el interior, la fracción de masa de hidrógeno comienza a disminuir rápidamente después de haber alcanzado el radio del núcleo (todavía es aproximadamente un 70% a un radio igual al 25% del radio del Sol) y dentro de este, la fracción de hidrógeno cae rápidamente a medida que se atraviesa el núcleo, hasta alcanzar un mínimo de aproximadamente un 33% de hidrógeno, en el centro del Sol (radio cero). Todo menos un 2% de la masa de plasma restante (es decir, el 65%) es helio. ^{[ 6 ]}

Aproximadamente 3,7 × 10^{Cada segundo, 38} protones ( núcleos de hidrógeno ),o aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno, se convierten en núcleos de helio , liberando energía a una tasa de 3,86 × 10²⁶ julios por segundo. ^{[ 7 ]}

El núcleo produce casi todo el calor del Sol mediante fusión ; el resto de la estrella se calienta por la transferencia de calor hacia el exterior desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo, excepto una pequeña parte transportada por los neutrinos , debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera solar antes de escapar al espacio como luz solar , o bien como energía cinética o térmica de partículas masivas. La conversión de energía por unidad de tiempo (potencia) de la fusión en el núcleo varía con la distancia al centro solar. En el centro del Sol, la potencia de fusión se estima, según los modelos, en unos 276,5 vatios/m³ ^. [ ^{8 ] A} pesar de su intensa temperatura, la densidad máxima de generación de potencia del núcleo en general es similar a la de un montón de compost activo , y es inferior a la densidad de potencia producida por el metabolismo de un ser humano adulto. El Sol es mucho más caliente que un montón de compost debido a su enorme volumen y su limitada conductividad térmica. ^{[ 9 ]}

La baja potencia generada en el núcleo de fusión del Sol puede resultar sorprendente, considerando la gran potencia que se podría predecir mediante una simple aplicación de la ley de Stefan-Boltzmann para temperaturas de 10 a 15 millones de kelvin. Sin embargo, las capas del Sol irradian hacia las capas exteriores a temperaturas ligeramente inferiores, y es esta diferencia en la potencia de radiación entre capas la que determina la generación y transferencia neta de energía en el núcleo solar.

Al 19% del radio solar, cerca del borde del núcleo, las temperaturas son de aproximadamente 10 millones de kelvin y la densidad de potencia de fusión es de 6,9  ​​W/m³ ^, lo que representa aproximadamente el 2,5% del valor máximo en el centro solar. La densidad aquí es de aproximadamente 40  g/cm³ ^, o alrededor del 27% de la del centro. ^{[ 10 ]} Alrededor del 91% de la energía solar se produce dentro de este radio. Dentro del 24% del radio (el "núcleo" exterior según algunas definiciones), se produce el 99% de la energía del Sol. Más allá del 30% del radio solar, donde la temperatura es de 7 millones de K y la densidad ha caído a 10  g/cm³ ^, la tasa de fusión es casi nula. ^{[ 8 ]}

Existen dos reacciones distintas en las que cuatro núcleos de hidrógeno pueden dar lugar finalmente a un núcleo de helio: la "reacción en cadena protón-protón" y el "ciclo CNO".

Ciclo CNO

La segunda secuencia de reacciones, en la que cuatro núcleos de hidrógeno pueden dar lugar a un núcleo de helio, se denomina ciclo CNO y genera menos del 10 % de la energía solar total . En este ciclo intervienen átomos de carbono que no se consumen en el proceso general. Los detalles de este ciclo CNO son los siguientes:

$${\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{12}\!\mathrm {C} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm {N} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{13}\!\mathrm {N} &\rightarrow {}^{13}\!\mathrm {C} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{entonces}}&&{}^{13}\!\mathrm {C} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{14}\!\mathrm {N} +\gamma \\{\text{entonces}}&&{}^{14}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {O} +\gamma \\{\text{luego}}&&{}^{15}\!\mathrm {O} &\rightarrow {}^{15}\!\mathrm {N} +e^{+}+\nu _ {e}\\{\text{luego}}&&{}^{15}\!\mathrm {N} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{12}\!\mathrm {C} +{}^{4}\!\mathrm {Él} +\gamma \\\end{aligned}}\right.}$$

Este proceso se puede comprender mejor con la imagen de la derecha, comenzando desde arriba y en sentido horario.

La tasa de fusión nuclear depende en gran medida de la densidad. Por lo tanto, la tasa de fusión en el núcleo se encuentra en un equilibrio autorregulado: una tasa de fusión ligeramente mayor provocaría que el núcleo se calentara más y se expandiera levemente debido al peso de las capas exteriores. Esto reduciría la tasa de fusión y corregiría la perturbación ; y una tasa ligeramente menor provocaría que el núcleo se enfriara y se contrajera levemente, aumentando la tasa de fusión y volviendo a su nivel actual.

Sin embargo, el Sol se calienta gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal , debido a que los átomos de helio en el núcleo son más densos que los átomos de hidrógeno de los que se fusionaron. Esto aumenta la presión gravitacional sobre el núcleo, la cual se contrarresta con un aumento gradual en la tasa de fusión. Este proceso se acelera con el tiempo a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. Se estima que el Sol ha aumentado su brillo en un 30 % en los últimos cuatro mil quinientos millones de años ^{[ 13 ]} y continuará aumentando su brillo en un 1 % cada 100 millones de años ^{[ 14 ] .}

Los fotones de alta energía ( rayos gamma ) liberados en las reacciones de fusión toman caminos indirectos hacia la superficie del Sol. Según los modelos actuales, la dispersión aleatoria de electrones libres en la zona radiativa solar (la zona dentro del 75 % del radio solar, donde la transferencia de calor se produce por radiación) establece la escala de tiempo de difusión de fotones (o "tiempo de viaje de fotones") desde el núcleo hasta el borde exterior de la zona radiativa en aproximadamente 170 000 años. Desde allí, cruzan a la zona convectiva (el 25 % restante de la distancia desde el centro del Sol), donde el proceso de transferencia dominante cambia a convección, y la velocidad a la que el calor se mueve hacia afuera se vuelve considerablemente mayor. ^{[ 15 ]}

En el proceso de transferencia de calor del núcleo a la fotosfera, cada fotón gamma en el núcleo del Sol se convierte, durante la dispersión, en varios millones de fotones de luz visible antes de escapar al espacio. Los neutrinos también se liberan por las reacciones de fusión en el núcleo, pero a diferencia de los fotones, interactúan muy raramente con la materia, por lo que casi todos pueden escapar del Sol inmediatamente. Durante muchos años, las mediciones del número de neutrinos producidos en el Sol fueron mucho menores de lo que predecían las teorías , un problema que se resolvió recientemente gracias a una mejor comprensión de la oscilación de los neutrinos .

• Región activa
• núcleo estelar

• Explicación animada del núcleo del Sol. Archivado el 16 de noviembre de 2015 en la Wayback Machine (Universidad del Sur de Gales).
• Explicación animada de la temperatura y la densidad del núcleo del Sol. Archivado el 16 de noviembre de 2015 en la Wayback Machine (Universidad del Sur de Gales).