El interior del Sol

El Sol hace posible la vida en nuestro planeta, y por ello es importante conocerlo en profundidad. Conocemos su superficie con mucha exactitud, en la que podemos distinguir manchas solares y protuberancias, pero no podemos mirar en su interior. Para comprender el interior del Sol debemos construir modelos.

Se puede dividir el interior del Sol en tres grandes zonas. En el centro contiene el núcleo, que es el lugar en el que se produce la fusión nuclear, transformando el hidrógeno en helio. Por encima del núcleo se encuentra la zona radiativa, que libera la energía del núcleo hasta la capa más externa, la zona convectiva.

El interior del Sol
Esquema de las capas del interior del Sol

Las tres zonas o capas del interior del Sol:

  1. Núcleo
  2. Zona radiativa
  3. Zona convectiva

Entre la zona radiativa y la zona convectiva se encuentra una zona de transición llamada tacoclina. Las capas externas de nuestra estrella están descritas en el artículo de la estructura del Sol, en el que se explica tanto el interior como el exterior.

Los elementos químicos que componen el Sol son los siguientes: hidrógeno (81%), helio (18%) y otros elementos (1% restante). El núcleo del Sol estaría compuesto de un 49% de hidrógeno y un 49% de helio; el 2% restante sería de otros elementos.

El Sol tiene un radio de 697.500 km. Por su cercanía, nuestro Sol se toma como referencia y esta longitud fue aprobada en 2015 como unidad de medida por la Unión Astrónomica Internacional (UAI): radio solar (1 R). Pero, ¿qué grosor tienen las capas internas del Sol?

Se estima que el núcleo del Sol tiene un radio máximo de 0,2 R; la zona radiativa tiene un radio de 0,71 R; y finalmente, la zona convectiva tiene un radio de 1 R, dado que es la zona más externa. Si sacamos el grosor de la diferencia de los radios obtenemos los R 0,2, 0,51 y 0,29, que traducido a kilómetros sería:

Zona Radio Grosor Km
Núcleo 0,20 R 0,20 R 139.500 km
Zona radiativa 0,71 R 0,51 R 355.725 km
Zona convectiva 1,00 R 0,29 R 202.275 km
Total - 1,00 R 697.500 km

La presión interna

En primer lugar, los estratos más internos del Sol deben soportar la presión de los más externos, que literalmente pesan sobre ellos. Por ello, cuanto más nos adentremos en el Sol, mayor será la presión de las capas superiores, cada vez más gruesas.

En consecuencia, la primera idea que podemos tener acerca del interior del Sol es que su presión aumenta a medida que lo hace la profundidad. También aumenta la densidad de la materia a causa de la creciente compresión.

La temperatura interna del Sol

Llegados a este punto, uno se podría preguntar qué impide al Sol hundirse sobre sí mismo. Para explicar por qué no ocurre esto hay que hacer algunas consideraciones sobre la temperatura.

Podemos partir de las observaciones realizadas en la superficie del Sol, que indican valores de temperatura de unos 5.505 °C. Como sabemos que los gases comprimidos se calientan, podemos imaginar que hacia el interior de nuestra estrella la temperatura aumenta. Y efectivamente, esto es lo que ocurre.

Éste es el mecanismo que puede explicar la estabilidad del Sol. Es de sentido común que un gas caliente ejerce una presión mayor que otro frío. Para cerciorarse de ello, basta medir la presión de los neumáticos de un automóvil cuando están fríos y después de haber recorrido unos cuantos kilómetros.

El cuadro que podemos esbozar es el siguiente: la presión debida a la alta temperatura del gas interior equilibra la presión gravitacional de las capas más externas. ¿Pero cuál es la temperatura del interior del Sol?

A partir del modelo de estrella que hemos elaborado, podemos calcular que la temperatura cerca del centro debe girar en torno a decenas de millones de grados. En tales condiciones son posibles las reacciones de fusión entre los núcleos de los átomos de hidrógeno.

Zona Temperatura Densidad
Núcleo 15.000.000 °C de 100 a 30 g/cm³
Zona radiativa 10.000.000 - 1.000.000 °C de 30 a 0,1 g/cm³
Zona convectiva 1.000.000 °C - 5.700° C menos de 0,1 g/cm³

1. El núcleo del Sol

El núcleo del Sol tiene un grosor de unos 139.500 km, y es la zona en la que se produce la fusión nuclear, transformando hidrógeno en helio.

En el centro del Sol la temperatura es muy elevada, alcanzado los 15.000.000 °C. A esta temperatura son posibles las reacciones de fusión nuclear. Esto es así porque el movimiento desordenado de los núcleos derivado de las altas temperaturas (agitación térmica) es suficiente para vencer la repulsión que impide la unión entre cargas del mismo signo.

Mediante unas reacciones complicadas, cuatro núcleos de hidrógeno (cuatro protones) se unen dando como producto un núcleo de helio (formado por dos protones y dos neutrones), dos positrones (electrones positivos), dos neutrinos (con una masa muy pequeña) y energía en forma de rayos gamma y en forma de energía cinética (energía de movimiento) de las partículas producidas.

La energía generada mantiene caliente el Sol y lo lleva a expandirse como un gas dentro de un globo aerostático. Pero la expansión lleva a un enfriamiento del núcleo, de tal modo que las capas exteriores vuelven a presionar sobre las interiores, el núcleo de nuevo se comprime y se mantiene caliente.

El equilibrio entre la presión de las capas externas del Sol y la debida al calor de las zonas más internas es tan estable que nuestra estrella se encuentra en estas condiciones desde hace unos 4.650 millones de años y seguirá así por igual tiempo hasta que se agote el combustible nuclear.

2. La zona radiativa

La zona radiativa o radiactiva del Sol tiene un grosor de 355.725 km, y es la primera capa que cubre el núcleo solar. En esta zona se transporta la energía por radiación hasta la zona convectiva.

Como hemos dicho, las reacciones nucleares que tienen lugar en el núcleo del Sol producen rayos gamma. Estos rayos tenderían a dirigirse hacia el exterior de la estrella si el núcleo estuviera “desnudo”, pero la presencia de estratos superiores obstaculiza su camino hacia el espacio.

Los rayos gamma son absorbidos una y otra vez a energías inferiores por la materia que encuentran en su camino. Como el Sol tiene un radio de 697.500 km y las reacciones nucleares tienen lugar en las regiones más internas de nuestra estrella, el camino que deben recorrer los rayos gamma es muy largo.

Los procesos de absorción y reemisión son tan frecuentes que la energía emitida en forma de rayos gamma tarda unos 10 millones de años en llegar a la superficie. Esto significa que la luz que nos llega hoy del Sol nació del calor desarrollado en su interior hace millones de años.

Teniendo en cuenta que el tiempo necesario para que un rayo de luz procedente del Sol llegue a la Tierra es de ocho minutos, todo esto puede parecer muy extraño: ¿cómo puede ser que para recorrer una distancia 200 veces mayor la radiación tenga necesidad de un tiempo inconmensurablemente más breve?

La explicación reside en que entre el Sol y la Tierra está el vacío, por lo que la luz del Sol puede viajar sin perturbaciones, mientras que en el interior del Sol, la materia es muy densa, razón por la cual un fotón que parte de su interior sufre un número altísimo de colisiones antes de poder salir del astro.

La tacoclina

La tacoclina es una zona de transición que se encuentra entre la zona radiativa y la zona convectiva, que tiene rotación diferencial. Teniendo en cuenta que el radio de la zona radiativa es de 0,71 R, la tacoclina se encuentra a unos dos tercios del centro del Sol, equivalente a unos 495.225 km.

3. La zona convectiva

La zona convectiva del Sol tiene un grosor de 202.275 km, y es la capa que cubre la zona radiativa. En esta capa, la energía se transporta por convección hacia las capas externas del Sol.

A medida que los fotones gamma sufren procesos de colisión van perdiendo energía. En cierto punto, su energía se vuelve igual a la energía térmica de la materia solar. En física se dice entonces que la materia y la radiación están en equilibrio. En dirección a las zonas o capas externas, más frías, la materia se vuelve opaca a la radiación y obstaculiza cada vez más su camino.

En ese punto cobra importancia el fenómeno conocido como convección. En las zonas que rodean al núcleo, los rayos gamma eran los principales responsables del transporte de energía producida por las reacciones nucleares hacia el exterior de la estrella, precisamente porque en cierto sentido estaban más calientes que la materia que encontraban.

Ahora, en cambio, la materia y la radiación tienen la misma temperatura, pero la radiación no consigue filtrarse, por lo que buena parte de la energía que fluye hacia el exterior la transporta la materia.

Para comprender cómo sucede esto, pensemos en lo que ocurre cuando se pone a calentar agua en una olla: el calor calienta el agua del fondo, haciendo que se dilate. El agua caliente dilatada es más ligera que el agua más fría y densa que se encuentra en la superficie.

Por ello, el agua caliente empieza a subir y el agua fría desciende hasta el fondo. Se forma la llamada célula convectiva, en la cual el calor es transportado desde las zonas más calientes —el fondo de la olla— a las más frías.

Lo mismo ocurre en el Sol, en las capas internas situadas debajo de la superficie. En el límite interno de la zona radiativa es como si la materia estuviera sometida por debajo a un foco de calor, constituido por los rayos gamma procedentes del núcleo y debilitados por el paso a través de la capa radiativa.

Esta fuente de calor hace que la materia se expanda, por lo que se crea un sistema de células convectivas en el que el gas más profundo asciende hacia la superficie. Allí se enfría y vuelve hacia el interior.

Convección significa «transporte colectivo», lo que indica que las masas de fluido se mueven juntas llevando consigo el calor. Las células colectivas ascienden hasta la superficie, donde el material del Sol no está demasiado enrarecido.

De hecho, la granulación de la superficie del Sol —también conocida como «granos de arroz»— es la parte alta de las células convectivas más externas. Esta granulación puede verse en fotos tomadas de las superficie solar o fotosfera.

Gránulos en la fotosfera (granulación)
Gránulos en la fotosfera. Foto tomada por el Swedish Solar Telescope (SST) el 10 de julio de 1997. El tamaño medio de un gránulo es de 1.000 km. Crédito de imagen [1]: SST.

Ondas sísmicas y campos magnéticos

La observación de gránulos solares en la fotosfera es una prueba concreta de la existencia de movimientos de convección, y por tanto también del transporte de energía térmica hacia el exterior. Pero hay otros modos de emitir energía.

Teniendo en cuenta la alta temperatura del Sol, la materia solar se encuentra en estado de plasma, un estado en el que los electrones pueden circular libremente porque han dejado de estar ligados a los iones positivos; es posible, pues, que se generen intensas corrientes eléctricas, las cuales a su vez producen campos magnéticos.

A su vez, teniendo en cuenta que el campo magnético funciona como un acumulador de energía, cuando emerge a la superficie puede liberar la energía que contiene. Y esto es lo que se observa. Sabemos que el Sol alberga campos magnéticos y que éstos son más intensos cerca de las manchas solares.

También observamos la formación de protuberancias solares, y podemos relacionarlas con el movimiento de los campos magnéticos del Sol. Las protuberancias permiten liberar parte de la energía contenida en los campos.

Referencias bibliográficas

  1. NASA: https://solarscience.msfc.nasa.gov/images/granules.jpg