Las estrellas, 2ª parte: Estructura interna de las estrellas y funcionamiento, objeto de estudio: El Sol

Como prometí voy a seguir dedicando unas cuantas entradas más a las estrellas ya que habeis mostrado bastante interés en este campo. Como hay muchos tipos de estrellas (ya ampliaré eso en otro momento) creo que es interesante centrarnos en una estrella que todos conocemos, el Sol. Además me facilita el trabajo ya que, durante la carrera, tuve que hacer un trabajo acerca de la energía solar y, en uno de los apartados, me dediqué a hablar de la estructura interna del Sol. Espero que os guste, copiaré y pegaré el trabajo, supongo que no tendrá mucha complicación aunque haré un repaso por si hay algo que no este claro, allá vamos

 

 

Nuestro Sol se formó aproximadamente hace unos 4500millones de años y, por suerte para nosotros, aún no ha llegado ni a la mitadde su vida útil. Ésta terminará en el momento que su combustible acabe,haciendose más y más grande hasta convertirse en una gigante roja. Posteriormentese convertirá en una enana blanca que se irá enfriando poco a poco. Latemperatura en el Sol llega a los 15 millones de grados centígrados con unapresión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), quese funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio). Cada partícula alfa pesamenos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia lasuperficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tantaenergía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina. 

 

 

 

La estructura interior del Sol sigue siendo un tanto misteriosa. Se cree quela masa del Sol está organizada en estratos alrededor de un núcleo central.Desde el núcleo y hacia el exterior del Sol, estas capas se denominan: zonaradiactiva, capa de convección y fotosfera, que es la capa superficial quenosotros observamos. Alrededor del Sol se encuentra la atmósfera, al igual queel aire alrededor de laTierra. La capa interior de la atmósfera solar se denominacromosfera, y la capa exterior es la corona. Vamos a tomar esta división aunquepodríamos encontrar otras similares y válidas igualmente. Vamos a ayudarnos de la siguiente imagen:

 

 El núcleosolar: El extremadamente denso núcleo solar,contiene el 50% de la masa total del Sol, pero solo ocupa un 1,5% de suvolumen. Las condiciones físicas en el interior del núcleo solar son extremas.La temperatura es de unos 15 millones de Kelvin, una temperatura tanextrema que los átomos son separados de sus electrones. De esta manera, elnúcleo solar está formado por una mezcla de protones, neutrones, núcleos yelectrones libres. La presión del núcleo es 250 billones de veces superior a lade la Tierraen su superficie. La inmensa masa solar no hunde el interior por la atraccióngravitacional gracias a la enorme presión exterior generada por el calor delnúcleo. La densidad en el núcleo del Sol es extremadamente alta. El núcleo esel horno nuclear que produce la energía que el Sol emite. Si pudiéramos ver elinterior del Sol, este seria negro, ya que la energía producida no aparece enla parte visible del espectro. El Sol produce principalmente rayos gamma.Algunos de estos rayos, entran en contacto con otros, perdiendo así energía.Cuando pierden energía, se transforman en rayos x, que siguen siendo invisiblesal ojo humano.

 

La capa radiactiva: Los rayos Xproducidos en el núcleo del Sol van siguiendo su camino hasta la superficie através de burbujas de temperatura, presión y densidad reducida. La caparadiactiva se extiende desde el núcleo hasta el 70% del camino recorrido hastala superficie. Esta capa está compuesta de átomos de hidrógeno y helio, ademásde electrones libres. Algunos de estos electrones libres son capturados por elnúcleo de helio (He2+) para formar átomos de helio ionizados (He+). La caparadiactiva se llena de átomos de hidrogeno y helio ionizado. Esta mezcla degases calientes ionizados y electrones se llama plasma, que suele catalogarsecomo el cuarto estado de la materia. En las profundidades de la capa, los rayosX chocan con partículas y cambian de dirección de forma aleatoria. El tiempoque tardan estos rayos en completar el viaje hasta la superficie se mide enmillones de años. Por decirlo en términos más generales, la luz de Sol que nosllega ahora a nosotros, es el resultado de las reacciones nucleares que seprodujeron en el núcleo del Sol hace un millón de años. El accidentado caminode los rayos X en la zona radiactiva hacen que estos pierdan energía. Comoconsecuencia de esto, su longitud de onda se ve gradualmente a través de lacapa de convección hasta transformarse en luz visible.

 

La capa convectiva: Finalmente,los fotones llegan a la capa convectiva, a 150 000 km de lasuperficie del Sol, donde las temperaturas son ligeramente inferiores a unmillón de Kelvin. Aquí los núcleos son capaces de soportar los electrones y asíno dañar los átomos existentes. Con su energía reducida, la luz es absorbidapor los átomos gaseosos que pueden soportarla lo suficiente como paraabsorberla y después volverla a radiar. Efectivamente, estos átomos bloquean el viaje de ida de la energía solarabsorbiéndola y aumentando enormemente la temperatura de los mismos átomos. La convecciónactual, como la observable en los líquidos y el aire que se calientan,transporta la energía solar a la fotosfera en bulliciosos ríos de gasescalientes. Así que la temperatura de los gases que han absorbido energía en lasprofundidades de la zona convectiva aumenta, el gas se expande, se hace menosdenso que los que le rodean. Estas burbujas de gas caliente, al ser menosdensa, flotan hasta la superficie de la zona convectiva. Al llegar al final deesta capa, las burbujas de gas radian el exceso de energía, así que se enfríany vuelven a ser más densos, y entonces se hunde otra vez. Como efecto de todoesto se produce un cinturón convectivo de gases calientes ascendidos y gasesfríos descendiendo. En la superficie entre la zona convectiva y la fotosfera,el gas es muy turbulento, ascendiendo desde el centro de estructurasdenominadas células convectivas (supergránulos), siguiendo a las celdasfronterizas y entonces uniéndose a ellas. Los procesos que se suceden en estascélulas fronterizas, donde el plasma con campos magnéticos colisionan ytransforma la energía magnética en movimiento, son probablemente responsablesde las subidas de la temperatura en la corona y de la aceleración de laspartículas de vientos solares. Toda la energía que es expulsada al espacio porel Sol, se transporta por convección hasta la superficie. 

 

La fotosfera:: Lasuperficie visible del Sol, llamada fotosfera, no es una superficie sólida. Lafotosfera es una fina capa (de unos 500 km de espesor) de la cual recibimos la granmayoría de la luz del Sol. Debajo de la fotosfera, el gas es más denso y máscaliente y radia más luz. Sin embargo, esta luz no puede escapar del Sol debidoa la presencia de estas capas más exteriores de gas. Por encima de la fotosfera,el gas es menos denso y por tanto incapaz de radiar mucha luz. La fotosfera esla capa de la atmósfera del Sol suficientemente densa para emitir cantidad deluz, pero de suficiente baja densidad para permitir que esta luz salga de ella.La mayoría de la luz que vemos procede de una región de la fotosfera con unatemperatura de unos 6000 K. A pesar de que la fotosfera se nos parece como algoconsistente, es en realidad un gas de muy baja densidad. La densidad en laparte media de la fotosfera es sólo el 0,1% de la del aire al nivel del mar. Lafotosfera no es uniforme, sino que está cuajada de gran cantidad de celdasbrillantes llamadas granulaciones. Cada gránulo tiene aproximadamente 1500 km de diámetro, y estáseparado de sus vecinos por una frontera más oscura. Un gránulo dura unos diezminutos antes de que se disipe o se mezcle con algún gránulo vecino. Lasmediciones del corrimiento Doppler muestran que los centros de los gránulosestán emitiendo gases ligeramente más calientes que los que hay en las fronterasmás oscuras.

 

La cromosfera: Por encimade la fotosfera hay una capa invisible de gas de unos 10 000 km de espesor. Losátomos de la cromosfera absorben fotones a medida que estos van abandonando lafotosfera situada debajo de ella. Esto forma las líneas de absorción que vemoscuando miramos a la fotosfera, pero estos mismos átomos emiten fotones endirecciones aleatorias. La temperatura en la cromosfera llega a ser de hasta 1000000 de K a una altura de 10000 km, donde comienza la corona. A pesar que lacromosfera no es visible a simple vista excepto en el caso de los eclipsessolares, puede fotografiarse con filtros especiales que permiten tan sólo elpaso de los fotones fácilmente absorbidos por ciertos átomos e iones. A estasfotografías se les llama espectrogramas.Los espectrogramas de la cromosfera muestran la presencia de las espículas,estructuras en forma de llama de 100a 1000km, de diámetro, que pueden alcanzar hasta 10 000 km por encima dela fotosfera y que duran entre 5 y 15 minutos. Estas espículas parecen ser regionesmás frías (unos 10 000 K), que penetran en la corona mucho más calientes (unos500 000 K). Algunos astrónomos sugieren que las espículas son canales a travésde los cuáles fluye la energía desde la zona convectiva hacia la corona.

 

La corona: La atmósferadel Sol que se extiende por encima de la cromosfera se llama corona. A pesar deque estas capas más externas del Sol parecen muy separadas de su superficie, enrealidad están muy relacionadas con la zona convectiva y con los sucesos que seproducen en la cromosfera. En la parte más baja de la corona, átomos tales comoel oxígeno dos veces ionizado emiten fotones, pero en la parte más alta de lacorona, los átomos están fuertemente ionizados. La emisión de estos iones es laclara evidencia de la baja densidad y la alta temperatura. La temperatura en lacorona va aumentando a medida que viajamos hacia fuera de ella. En la parte máscercana a la cromosfera, en la región llamada de transición, la temperaturasalta 500 000 K en sólo 300km, en la baja corona la temperatura es de unos 500 000K, mientras que en su parte más externa pueden alcanzar la friolera de 3 500000 K. La densidad de este gas debe ser muy baja de lo contrario emitiría unagran cantidad de luz. De hecho, la densidad de la alta corona es tan sólo deentre 1 a10 átomos por centímetro cúbico. La corona se mantiene tan caliente porque lasondas de sonido generadas en la zona de convección se mueven hacia arriba através de la fotosfera y la cromosfera. Al alcanzar las bajas densidades de lacorona, se convierten en ondas de choque (el equivalente astrofísico de labarrera del sonido) y agitan los átomos de gas, aumentando así la temperatura.Los calientes gases de la corona exterior escapan del Sol en forma de viento solar. Contiene gran cantidadde hidrógeno ionizado (protones y electrones), pero también elementos máspesados y un característico campo magnético. Al contener tan sólo unos pocosátomos por centímetro cúbico, sopla hasta sobrepasar la Tierra  interaccionando con el campo magnéticoterrestre de maneras bastante complejas. De esta manera el Sol va perdiendomasa lentamente a medida que el viento solar va soplando hacia el espacio. 

 

El Sol emite continuamente luz y calor hacia elespacio, de forma que se enfriaría en tan solo unos pocos miles de años si nopudiera reemplazar a la energía que pierde. De alguna manera debe producirenergía. Esta energía procede de las mismas reacciones que se producen en laexplosión de una bomba de hidrógeno. Se llaman reacciones de fusión pues enella los átomos se fusionan. En el caso del Sol, estas reacciones fusionancuatro núcleos de hidrógeno para producir un núcleo de helio. Debido a que unátomo de helio tiene un 0,7% menos de masa que los cuatro átomos de hidrógeno,parece ser que esta masa desaparece en el proceso. Sin embargo, esta masa nodesaparece realmente, simplemente cambia de forma. Recordemos que Einstein nosdice que masa y energía son distintas formas de la misma cosa es decir, la masaque teníamos se ha transformado en energía. Si bien es cierto que la cantidadde energía obtenida es pequeña, la cantidad de reacciones por segundo que seproducen dentro del Sol es enorme. Estas reacciones nucleares sólo puedenproducirse cerca del centro de las estrellas, donde el gas es caliente y densoporque es el lugar perfecto para que los núcleos atómicos colisionenviolentamente. Realmente no se produce el choque de 4 átomos de hidrógeno sinoque se producen una serie de reacciones en cadena más complicadas  hasta llegar al Helio final. La energíaaparece en forma de rayos gamma, positrones y neutrinos. En resumen este es elproceso interno del Sol a través del cual se obtiene tal cantidad de energía.

 

Espero que os haya gustado, así también podeis ver como es un trabajo de una asignatura de la carrera de Física xD. En proximos días seguiremos nuestro camino con el capítulo que cierra la vida de las estrellas, su muerte.