Núcleo solar

Región central del sol

Una ilustración de la estructura del Sol.

• Gránulos
• Mancha solar
• Fotosfera
• Atmósfera
• Zona de convección
• Zona de radiación
• Tacoclina
• Núcleo solar
• Corona solar
• Llamarada
• Prominencia
• Viento solar

Se considera que el núcleo del Sol se extiende desde el centro hasta aproximadamente 0,2 a 0,25 del radio solar . ^[1] Es la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar . Tiene una densidad de 150 g / cm ³ en el centro y una temperatura de 15 millones de grados Kelvin (15 millones de grados Celsius, 27 millones de grados Fahrenheit). ^[2]

El núcleo está hecho de plasma denso y caliente (iones y electrones), a una presión estimada en 265 mil millones de bar (3,84 billones de psi o 26,5 peta pascales (PPa)) en el centro. ^[3] Debido a la fusión, la composición del plasma solar cae de 68 a 70% de hidrógeno en masa en el núcleo exterior, a 34% de hidrógeno en el núcleo / centro solar. ^[4]

El núcleo dentro de 0,20 del radio solar contiene el 34% de la masa del Sol, pero solo el 0,8% del volumen del Sol. Dentro del radio solar de 0,24 está el núcleo que 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 de CNO .

Composición

El Sol en la fotosfera tiene aproximadamente un 73-74% en masa de hidrógeno , que es la misma composición que la atmósfera de Júpiter , y la composición primordial de hidrógeno y helio 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. Viajando hacia adentro, la fracción de masa de hidrógeno comienza a disminuir rápidamente después de que se ha alcanzado el radio del núcleo (todavía es aproximadamente el 70% en un radio del 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 33% de hidrógeno, en el centro del Sol (radio cero). ^[5] Todo menos el 2% de la masa plasmática restante (es decir, el 65%) es helio, en el centro del Sol.

Conversión de energía

Aproximadamente 3,7 × 10 ³⁸ 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 × 10 ²⁶ julios por segundo. ^[6]

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 afuera desde el núcleo. La energía producida por fusión en el núcleo, excepto una pequeña parte llevada a cabo por neutrinos , debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera solar antes de escapar al espacio como luz solar o como energía cinética o térmica de partículas masivas. La conversión de energía por unidad de tiempo (potencia) de fusión en el núcleo varía con la distancia al centro solar. En el centro del Sol, los modelos estiman que la energía de fusión es de unos 276,5 vatios / m ³ . ^[7]A pesar de su intensa temperatura, la densidad máxima de generación de energía del núcleo en general es similar a una pila de compost activa y es más baja que la densidad de energía producida por el metabolismo de un ser humano adulto. El Sol es mucho más caliente que un montón de abono debido al enorme volumen del Sol y a su limitada conductividad térmica. ^[8]

Las salidas de baja potencia que ocurren dentro del núcleo de fusión del Sol también pueden ser sorprendentes, considerando 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 se irradian a las capas externas solo con una temperatura ligeramente más baja, y es esta diferencia en los poderes de radiación entre las capas lo 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 / m ³ , que es aproximadamente el 2,5% del valor máximo en el centro solar. La densidad aquí es de aproximadamente 40 g / cm ³ , o aproximadamente el 27% de la del centro. ^[9] 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 solar. Más allá del 30% del radio solar, donde la temperatura es de 7 millones de K y la densidad ha caído a 10 g / cm ^3, la tasa de fusión es casi nula. ^[10] Hay dos reacciones distintas en las que los núcleos 4 H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo He: "reacción en cadena protón-protón" y "Ciclo CNO "(ver más abajo) .

Reacción en cadena protón-protón

Reacción en cadena protón-protón

Artículo principal: reacción en cadena protón-protón

La primera reacción en la que los núcleos 4 H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo He, conocida como reacción en cadena protón-protón, es: ^{[6] [11]}

${\displaystyle \left\{{\begin{aligned}&&{}^{1}\!\mathrm {H} +^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{2}\!\mathrm {D} +e^{+}+\nu _{e}\\{\text{then}}&&{}^{2}\!\mathrm {D} +{}^{1}\!\mathrm {H} &\rightarrow {}^{3}\!\mathrm {He} +\gamma \\{\text{then}}&&{}^{3}\!\mathrm {He} +{}^{3}\!\mathrm {He} &\rightarrow {}^{4}\!\mathrm {He} +{}^{1}\!\mathrm {H} +{}^{1}\!\mathrm {H} \\\end{aligned}}\right.}$

Se cree que esta secuencia de reacción es la más importante del núcleo solar. El tiempo característico para la primera reacción es de aproximadamente mil millones de años, incluso a las altas densidades y temperaturas del núcleo, debido a la necesidad de que la fuerza débil provoque la desintegración beta antes de que los nucleones puedan adherirse (lo que rara vez ocurre en el momento en que hacen un túnel hacia unos a otros, para estar lo suficientemente cerca para hacerlo). El tiempo que duran el deuterio y el helio-3 en las siguientes reacciones, por el contrario, son sólo unos 4 segundos y 400 años. Estas reacciones posteriores proceden a través de la fuerza nuclear y, por lo tanto, son mucho más rápidas. ^[12] La energía total liberada por estas reacciones al convertir 4 átomos de hidrógeno en 1 átomo de helio es 26,7 MeV.

Ciclo CNO

Artículo principal: ciclo CNO

Ciclo CNO

La segunda secuencia de reacción, en la que los núcleos 4 H pueden eventualmente dar como resultado un núcleo He, se llama ciclo CNO y genera menos del 10% de la energía solar total . Se trata de átomos de carbono que no se consumen en el proceso general. Los detalles de este ciclo de CNO son los siguientes:

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

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

Equilibrio

La tasa de fusión nuclear depende en gran medida de la densidad. ^{[ cita requerida ]} Por lo tanto, la tasa de fusión en el núcleo está en un equilibrio de autocorrección: una tasa de fusión ligeramente más alta haría que el núcleo se caliente más y se expandiera ligeramente contra el peso de las capas externas. ^{[ cita requerida ]} Esto reduciría la velocidad de fusión y corregiría la perturbación ; y una velocidad ligeramente más baja provocaría que el núcleo se enfríe y se encoja ligeramente, aumentando la velocidad de fusión y volviéndola nuevamente a su nivel actual. ^{[ cita requerida ]}

Sin embargo, el Sol se calienta gradualmente durante su tiempo en la secuencia principal, porque 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, que es resistida por un aumento gradual en 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 ^[13] y seguirá aumentando su brillo en un 1% cada 100 millones de años. ^[14]

Transferencia de energía

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 de radiación solar (la zona dentro del 75% del radio solar, donde la transferencia de calor es 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 aproximadamente a los 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 más rápida. ^[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 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 más bajas de lo que predijeron las teorías , un problema que se resolvió recientemente mediante una mejor comprensión de la oscilación de neutrinos .

Ver también

• Núcleo estelar

Referencias

1. García, Ra; Turck-Chièze, S; Jiménez-Reyes, Sj; Ballot, J; et al. (Junio ​​de 2007). "Seguimiento de los modos de gravedad solar: la dinámica del núcleo solar". Ciencia . 316 (5831): 1591–3. Código Bibliográfico : 2007Sci ... 316.1591G . doi : 10.1126 / science.1140598 . ISSN  0036-8075 . PMID  17478682 .
2. "NASA / Marshall Solar Physics" .
3. "Hoja de datos de sol de archivo coordinado de datos de ciencia espacial de la NASA" .
4. "Conferencia 22 de astronomía del sistema solar del Instituto de tecnología de Nueva Jersey" .
5. composición
6. McDonald, Andrew; Kennewell, John (2014). "La fuente de la energía solar" . Oficina de Meteorología . Mancomunidad de Australia.
7. Tabla de temperaturas, densidades de potencia, luminosidades por radio en el sol. Archivado el 29 de noviembre de 2001 en losArchivos Web dela Biblioteca del Congreso .
8. Karl S. Kruszelnicki (17 de abril de 2012). "Grandes momentos del Dr. Karl en la ciencia: Lazy Sun es menos energético que el abono" . Corporación Australiana de Radiodifusión . Consultado el 25 de febrero de 2014 .
9. ver p.54 y 55
10. Ver Archivado el 29 de noviembre de 2001 en losArchivos Web dela Biblioteca del Congreso
11. Pascale Ehrenfreund; et al., eds. (2004). Astrobiología: perspectivas de futuro . Dordrecht [ua]: Académico de Kluwer. ISBN 978-1-4020-2304-0. Consultado el 28 de agosto de 2014 .
12. Estos tiempos provienen de: Byrne, J. Neutrons, Nuclei, and Matter , Dover Publications, Mineola, Nueva York, 2011, ISBN 0486482383 , p 8. 
13. La evolución del sol
14. tierra no morirá tan pronto como se pensó
15. Mitalas, R. & Sills, KR "En la escala de tiempo de difusión de fotones para el sol" Bibcode : 1992ApJ ... 401..759M

Enlaces externos

• Explicación animada del núcleo del Sol (Universidad de Gales del Sur).
• Explicación animada de la temperatura y la densidad del núcleo del Sol (Universidad de Gales del Sur).