Nuestra Estrella, EL SOL, lo que sabemos...

"Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams."


Nota Quelonia: De lo poco que sabemos esto es lo que presumimos que sabemos...Nuestra estrella, EL SOL, de a poco se muestra a nuestros instrumentos y a nuestra comprensión.



El Interior Solar

El interior solar se divide en cuatro regiones por los diferentes procesos que ocurren allí. Energía se genera en el núcleo, el 25% más. Esta energía se difunde hacia fuera por radiación (rayos gamma y rayos x) a través de la zona radiactiva y por flujos fluidos convectivos (movimiento de ebullición) a través de la zona de convección, la más externa del 30%. La capa delgada de la interfaz (el "Tacoclina") entre la zona radiactiva y la zona de convección es donde campo de magnético del Sol se cree que se generan.

El núcleo

El núcleo del Sol es la región central, donde las reacciones nucleares consume hidrógeno en helio. Estas reacciones liberan la energía que finalmente deja la superficie como luz visible. Estas reacciones son muy sensibles a la temperatura y la densidad. Los núcleos de hidrógeno individuales deben chocar con suficiente energía para dar una probabilidad razonable de superar la fuerza eléctrica repulsiva entre estas dos partículas cargadas positivamente. La temperatura en el centro del sol es de 15.000.000 ° C (27.000.000 ° F) y la densidad es de 150 g/cm³ (cerca de 10 veces la densidad del oro o del plomo). La temperatura y la densidad disminuyen como uno se mueve hacia afuera desde el centro del Sol. La combustión nuclear se apaga casi en su totalidad más allá del borde exterior del núcleo (alrededor del 25% de la distancia a la superficie o 175.000 km desde el centro). En ese momento la temperatura es sólo la mitad de su valor central y la densidad disminuye a aproximadamente 20 g/cm³.

En estrellas como el Sol la combustión nuclear tiene lugar a través de un proceso de tres pasos llamado la cadena protón-protón o pp. En el primer paso dos protones chocan para producir deuterio, un positrón y un neutrino. En el segundo paso un protón choca con el deuterio para producir un núcleo de helio-3 y un rayo gamma. En el tercer paso dos helio-3 chocan para producir un núcleo de helio-4 normal con el lanzamiento de dos protones.

En este proceso de fusión de hidrógeno en helio, las reacciones nucleares producen partículas elementales llamadas neutrinos. Estas partículas difíciles pasan a través de las capas superpuestas del Sol y, con algo de esfuerzo, pueden detectarse aquí en la Tierra. El número de neutrinos que detectamos es una fracción del número que esperábamos. Este problema de los neutrinos faltantes fue uno de los grandes misterios de la astronomía solar pero ahora parece ser resuelto por el descubrimiento de las masas de neutrinos.

La zona radiactiva

La zona radiactiva se extiende hacia afuera del borde exterior del núcleo a la capa de interfaz o Tacoclina en la base de la zona de convección (del 25% de la distancia a la superficie al 70% de esa distancia). La zona de radiación se caracteriza por el método de transporte de energía - radiación. La energía que se genera en el núcleo es transportada por la luz (fotones) que rebota de partícula a partícula a través de la zona radiativa.

Aunque los fotones viajan a la velocidad de la luz, ellos rebotan,saltan tantas veces a través de este material denso que un fotón individual lleva aproximadamente 1 millón de años para finalmente llegar a la capa de interfaz. La densidad se reduce de 20 g/cm³ (sobre la densidad del oro) hasta sólo 0,2 g/cm³ (menos de la densidad del agua) de la parte inferior hasta la parte superior de la zona radiactiva. La temperatura cae de 7.000.000 de ° C a alrededor de 2.000.000 ° C sobre la misma distancia.


La capa de interfaz (Tacoclina)

La capa de interfaz se encuentra entre la zona radiactiva y la zona convectiva. Los movimientos de fluidos que se encuentran en la zona de convección lentamente desaparecen de la parte superior de esta capa a su parte inferior donde las condiciones coinciden con los de la zona radiactiva tranquila. Esta capa se ha convertido en más interesante en los últimos años se han descubierto más detalles sobre ella.

Ahora se cree que el campo de magnético del Sol es generada por una dinamo magnética en esta capa. Los cambios de velocidades de flujo del fluido a través de la capa (flujos de cizalla) pueden estirar líneas de fuerza de campo magnético y hacerlos más fuerte. Este cambio en la velocidad de flujo da esta capa su nombre alternativo - la Tacoclina. También parece ser cambios repentinos en la composición química a través de esta capa.

La zona de convección

La zona de convección es la capa más exterior del interior solar. Se extiende desde una profundidad de unos 200.000 km hasta la superficie visible. En la base de la zona de convección, la temperatura es de 2.000.000 ° C. Esto es "fresco" suficientemente para que los iones más pesados (como el carbono, nitrógeno, oxígeno, calcio y hierro) retenengan algunos de sus electrones. Esto hace que el material más opaco, por lo que es más difícil para obtener a través de la radiación. Esto retiene el calor que en definitiva hace que el sea líquido inestable y empieza a "hervir" o por convección.

La convección ocurre cuando el gradiente de temperatura (la velocidad a la que la temperatura desciende con la altura o radio) se obtiene mayor que el gradiente adiabático (la tasa a la cual la temperatura caería si un volumen de material superior fueron trasladados sin agregar calor). Cuando esto se produce un volumen de material movido hacia arriba estará más caliente que su entorno y seguirá aumentando. Estos movimientos convectivos llevan calor muy rápidamente a la superficie. El fluido se expande y se enfría a medida que aumenta. En la visible superficie la temperatura ha bajado a 5.700 K y la densidad es sólo 0.0000002 gm/cm³ (aproximadamente 1/10.000 la densidad del aire a nivel del mar). Los movimientos convectivos sí son visibles en la superficie como gránulos y supergranules.

Author: Dr. David H. Hathaway, david.hathaway @ nasa.gov
Curator: Mitzi Adams, mitzi.adams @ nasa.gov

Last Updated: December 28, 2011           

Traducción: El Quelonio Volador