Núcleo solar para niños
El núcleo del Sol es la parte más interna y caliente de nuestra estrella. Se extiende desde el centro del Sol hasta aproximadamente una cuarta parte de su radio total. Es el lugar con la temperatura más alta de todo el sistema solar.
En el centro del núcleo, la densidad es enorme, unas 150 veces la del agua líquida. La temperatura alcanza los 15.7 millones de grados Kelvin, mientras que la superficie del Sol está a unos 6000 grados Kelvin. El núcleo está formado por un gas muy denso y caliente llamado plasma, bajo una presión increíble.
Dentro de esta región, que es solo una pequeña parte del volumen del Sol (menos del 1%), se encuentra cerca del 34% de toda su masa. Además, el núcleo produce el 99% de la energía del Sol a través de un proceso llamado fusión nuclear.
Contenido
¿Cómo produce energía el Sol?
Cada segundo, miles de millones de protones (que son los núcleos de los átomos de hidrógeno) se transforman en núcleos de helio. Este proceso libera una cantidad gigantesca de energía, que es lo que hace que el Sol brille y nos dé calor.
El núcleo solar es el motor principal que genera casi todo el calor del Sol mediante la fusión nuclear. El resto de la estrella se calienta a medida que esta energía viaja desde el núcleo hacia afuera. La energía producida en el núcleo, excepto una pequeña parte que se va con los neutrinos, debe atravesar muchas capas del Sol antes de salir al espacio como luz solar o como energía de partículas.
La cantidad de energía que se produce por segundo en el núcleo cambia según la distancia al centro. En el centro, la producción de energía es muy alta, pero disminuye a medida que nos alejamos. Aunque la temperatura es altísima, la cantidad de energía producida por metro cúbico en el núcleo es similar a la de una pila de compostaje o incluso menor que la energía que produce el cuerpo humano. Sin embargo, el Sol es mucho más caliente porque su volumen es inmenso.
A medida que nos acercamos al borde del núcleo, la temperatura baja a unos 10 millones de grados Kelvin. En esta zona, se produce el 91% de la energía solar. Más allá del 30% del radio del Sol, donde la temperatura es de 7 millones de grados Kelvin, la producción de energía por fusión es casi nula.
Existen dos tipos principales de reacciones nucleares que transforman el hidrógeno en helio:
La cadena protón-protón
Esta es la reacción nuclear más importante en el núcleo del Sol. En ella, los núcleos de hidrógeno se unen para formar helio. El proceso se puede resumir así:
(1)
Aunque las condiciones en el núcleo son extremas, la primera parte de esta reacción es muy lenta y puede tardar miles de millones de años. Las siguientes partes, sin embargo, ocurren mucho más rápido. Al final, cuatro átomos de hidrógeno se convierten en uno de helio, liberando una gran cantidad de energía.
El ciclo CNO
Esta es otra serie de reacciones nucleares que también produce helio a partir de hidrógeno. Sin embargo, el ciclo CNO genera menos del 10% de la energía total del Sol. En este proceso, participan átomos de carbono, nitrógeno y oxígeno, pero estos no se consumen al final del ciclo, actúan como "catalizadores". Las reacciones son las siguientes:
(2)
¿Cómo se mantiene el equilibrio en el núcleo?
La cantidad de energía que se produce por fusión nuclear en el núcleo del Sol se ajusta automáticamente. Si la producción de energía aumenta un poco, el núcleo se calienta y se expande. Esta expansión reduce la velocidad de la fusión, corrigiendo el cambio. Por el contrario, si la producción de energía disminuye, el núcleo se enfría y se encoge ligeramente, lo que aumenta la velocidad de la fusión y lo devuelve a su estado normal. Es como un sistema de autorregulación.
¿Cómo viaja la energía desde el núcleo?
Los fotones de alta energía (como los rayos gamma) que se liberan en las reacciones de fusión no viajan directamente a la superficie del Sol. Toman un camino muy largo y complicado. Se estima que un fotón puede tardar unos 170.000 años en salir del núcleo y llegar al borde de la zona radiativa solar. En esta zona, la energía se mueve principalmente por radiación, rebotando entre los electrones libres.
Después, la luz atraviesa la zona convectiva solar, que es la última cuarta parte del radio del Sol. Aquí, la energía se mueve principalmente por convección, como el agua hirviendo en una olla, y el calor sale mucho más rápido.
Durante este largo viaje, cada rayo gamma se transforma en millones de fotones de luz visible antes de escapar al espacio. Las reacciones de fusión también liberan neutrinos. A diferencia de los fotones, los neutrinos casi no interactúan con la materia y escapan del Sol de inmediato. Durante muchos años, las mediciones de neutrinos solares no coincidían con lo que predecían las teorías, lo que se conoció como el "problema de los neutrinos solares". Este misterio se resolvió cuando se comprendió mejor que los neutrinos pueden cambiar de tipo mientras viajan.
Galería de imágenes
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Ilustración de la estructura del Sol.
Véase también
En inglés: Sun Facts for Kids
