Núcleo solar

Se considera que el núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 0,2 del radio solar (139.000 km; 86.000 mi). 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 millones de kelvin (15 millones de grados Celsius; 27 millones de grados Fahrenheit).

El núcleo está formado por plasma denso y caliente (iones y electrones), a una presión estimada en 26,5 millones de gigapascales (3,84×10¹² psi) en el centro. Debido a la fusión, la composición del plasma solar desciende del 68 al 70 % de hidrógeno en masa en el núcleo externo, al 34 % de hidrógeno en el centro del núcleo/Sol.

El núcleo, que se encuentra en el 20% del radio solar, contiene el 34% de la masa del Sol, pero sólo el 0,8% de su volumen. En el 24% del radio solar se encuentra el núcleo, que genera el 99% de la energía de fusión del Sol. Existen dos reacciones distintas en las que cuatro núcleos de hidrógeno pueden acabar dando lugar a un núcleo de helio: la reacción en cadena protón-protón (responsable de la mayor parte de la energía liberada por el Sol) y el ciclo CNO.

El Sol en la fotosfera está compuesto en un 73-74% por masa de hidrógeno, 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 que se haya alcanzado el radio del núcleo (sigue siendo aproximadamente el 70% en 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 que alcanza un mínimo de aproximadamente el 33% de hidrógeno, en el centro del Sol (radio cero). Todo menos el 2% de la masa de plasma restante (es decir, el 65%) es helio.

Aproximadamente 3,7×10³⁸ protones (núcleos de hidrógeno), o aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno, se convierten en núcleos de helio cada segundo, liberando energía a una velocidad de 3,86×10²⁶ julios por segundo.

El núcleo produce casi todo el calor del Sol a través de la 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 llevada a cabo por los neutrinos, debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera solar antes de escapar al espacio en forma de luz solar o 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, los modelos estiman que la potencia de fusión es de unos 276,5 vatios/m3. A pesar de su intensa temperatura, la densidad de generación de potencia máxima 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 a su limitada conductividad térmica.

La baja potencia de salida que se produce en el interior del núcleo de fusión del Sol también puede resultar sorprendente, teniendo en cuenta la gran potencia que podría predecirse 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 de potencias de radiación entre capas la que determina la generación y transferencia neta de potencia en el núcleo solar.

En el 19% del radio solar, cerca del borde del núcleo, las temperaturas son de unos 10 millones de kelvins y la densidad de potencia de fusión es de 6,9 W/m3, que es aproximadamente el 2,5% del valor máximo en el centro solar. La densidad aquí es de unos 40 g/cm3, o aproximadamente el 27% de la del centro. 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.

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

La primera reacción en la que 4 núcleos de H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo de He, conocida como reacción en cadena protón-protón, es:

$${\displaystyle \left\{\begin{aligned} golpe{}{1}\mathrm {H} +{1}\\fn}\m} {\fn}\cH} {\fn}\fn}\m} {\c\cH}\cH} {\cH} {\cH} {\cH} {\cH}}\\\\\cH}\c}\cH}\cH}\\\cH}\\\cH}}\\\cH}\cH}\cH}\c}\\cH}\cH}\c}\\cH}\c}\cH}\\\cH}\cH}\cH}\c}\c}\c}\c}\\c}\c}\\\\c}\cH}\c}\\c}\c}\c}\cH}\\\cH}\c}\cH}\cH}\cH}\cH}\cH}\cH}\c}\cH}\c}\\\c}\c}\cH} ¿Por qué? {D} +{1}\!\m}\m\cH} {\c}\c\c}\cH}\m\m\cH}\m\cH0\\\cH} {\cH} {\cH}\cH}\\cH0}\cH0\cH00}\\cH00\cH00\cH0}\cH00\cH0}\cH00\cH0}\cH00\cH00\cH00\cH00}\cH00\cH00\cH00\cH00\cH00\cH00\cH00}\cH00\cH00}\cH00}\cH}\cH00\cH00}\cH00}\cH00}\cH00}\cH00\cH00\cH00\cH00}\cH00}\cH00}\cH00\cH00}\cH00}\cH00\cH00}\cH00}\ {He} {\fnMicrosoft Sans Serif}\\\fnMicrosoft Sans Serif}\nMicrom {\fnMicrosoft Sans Serif} {\fnMicrosoft Sans Serif} {\fnMicrosoft Sans Serif} {\\\fnMicrosoft Sans Serif}}}} {\fnMicrosoft Sans Serif}\\\\\\\\\\\\\fnMicrom}\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\fnMicrom}\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\fnMicrom}\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\$$

Se cree que esta secuencia de reacciones es la más importante en el núcleo solar. El tiempo característico para la primera reacción es de alrededor de mil millones de años, incluso a las altas densidades y temperaturas del núcleo, debido a la necesidad de que la fuerza débil cause la desintegración beta antes de que los nucleones puedan adherirse (lo que rara vez ocurre en el tiempo en que se unen por efecto túnel, para estar lo suficientemente cerca como para hacerlo). El tiempo que duran el deuterio y el helio-3 en las siguientes reacciones, en cambio, es de sólo unos 4 segundos y 400 años. Estas reacciones posteriores se producen mediante la fuerza nuclear y, por lo tanto, son mucho más rápidas. La energía total liberada por estas reacciones al convertir 4 átomos de hidrógeno en 1 átomo de helio es de 26,7 MeV.

La segunda secuencia de reacción, en la que 4 núcleos de H pueden dar lugar a un núcleo de He, se denomina ciclo CNO y genera menos del 10% de la energía solar total. En este caso, se trata de átomos de carbono que no se consumen en el proceso global. Los detalles de este ciclo CNO son los siguientes:

$${\displaystyle \left\{\begin{aligned} golpe{}{12}\mathrm {C} +{1}\!\mahrm {H} {}} {13}\m}\mhm} {N} +\gamma \\{\text{then} {} {{13}\mathrm} {N} > Rightarrow {}{13}\mathrm {C} +e^{+}+\nu ¿Por qué? {C} +{1}\!\mahrm {H}} {14}\m}\m\cH} {N} +\gamma\\\\{then} {}} {14}\Mathrm! {N} +{1}\!\m}\m\cH} {\cH} {\cH}\cH}\cH}\m\cH} {\cH}\cH} {\cH}\cH}\cH}\cH0}\\cH0\cH00}\\cH00\cH0\cH0}\cH0}\cH00\cH0\cH0}\cH00\cH00\cH00}\cH00\cH00}\cH00\cH00}\cH00\cH00}\cH00}\cH00}\cH00}\\cH00}\cH00\cH00\cH00}\cH00}\cH00}\cH00}\cH00}\cH00\cH00\cH00}\cH00}\cH00}\cH00\cH00}\cH00}\cH00\cH00}\cH00\ {\fnMicrosoft Sans Serif} {N} +e^{+}+\nu ¿Por qué? {N} +{1}\m} {H} > âTMa} {}{12}\!\mathrm {C} +{4}\fnMicrom Está bien.$$

Este proceso se puede entender mejor en la imagen de la derecha, comenzando desde arriba en el sentido de las agujas del reloj.

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 autocorrector: una tasa de fusión ligeramente superior haría que el núcleo se calentara más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas. Esto reduciría la tasa de fusión y corregiría la perturbación; y una tasa ligeramente inferior haría que el núcleo se enfriara y se encogiera ligeramente, aumentando la tasa de fusión y volviéndola a su nivel actual.

Sin embargo, el Sol se va calentando gradualmente durante su estancia en la secuencia principal, porque los átomos de helio del núcleo son más densos que los átomos de hidrógeno de los que se fusionaron. Esto aumenta la presión gravitacional sobre el núcleo, que se ve resistida por un aumento gradual de la velocidad a la que se produce la fusión. Este proceso se acelera con el tiempo a medida que el núcleo se vuelve gradualmente más denso. Se estima que el Sol se ha vuelto un 30% más brillante en los últimos cuatro mil quinientos millones de años y seguirá aumentando su brillo en un 1% cada 100 millones de años.

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 los electrones libres en la zona radiactiva solar (la zona dentro del 75% del radio solar, donde la transferencia de calor se realiza por radiación) establece la escala de tiempo de difusión de los fotones (o "tiempo de viaje de los fotones") desde el núcleo hasta el borde exterior de la zona radiactiva en unos 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 el exterior se vuelve considerablemente más rápida.

En el proceso de transferencia de calor desde el 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 son liberados por las reacciones de fusión en el núcleo, pero a diferencia de los fotones, rara vez interactúan 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 las teorías predijeron, un problema que se resolvió recientemente mediante una mejor comprensión de la oscilación de neutrinos.

• Región activa
• núcleo estelar

• Animated explanation of the core of the Sun Archived 2015-11-16 at the Wayback Machine (University of South Wales).
• El núcleo del Sol (Universidad de Gales del Sur).
• Explicación animada de la temperatura y densidad del núcleo del Sol Archivado 2015-11-16 en la Máquina Wayback (Universidad de Gales del Sur).