El sol, el objeto más masivo del sistema solar, es un población I estrella enana amarilla. Está en el extremo más pesado de su clase de estrellas, y su estado de población I significa que contiene elementos pesados. Sin embargo, los únicos elementos del núcleo son hidrógeno y helio; El hidrógeno es el combustible para las reacciones de fusión nuclear que producen continuamente helio y energía. En la actualidad, el sol ha quemado aproximadamente la mitad de su combustible.
Cómo se formó el sol
De acuerdo con la hipótesis nebular, el sol nació como resultado del colapso gravitacional de una nebulosa, una gran nube de gas y polvo espacial. A medida que esta nube atraía más y más materia a su núcleo, comenzó a girar sobre un eje, y el centro parte comenzó a calentarse bajo las enormes presiones creadas por la adición de más y más polvo y gases. A una temperatura crítica, 10 millones de grados Celsius (18 millones de grados Fahrenheit), el núcleo se encendió. La fusión de hidrógeno en helio creó una presión hacia el exterior que contrarrestó la gravedad para producir un estado estable que los científicos denominan "secuencia principal".
El interior del sol
El sol parece un orbe amarillo sin rasgos distintivos de la Tierra, pero tiene capas internas discretas. El núcleo central, que es el único lugar donde ocurre la fusión nuclear, se extiende a un radio de 138.000 kilómetros (86.000 millas). Más allá de eso, la zona radiativa se extiende casi tres veces más y la zona convectiva llega a la fotosfera. En un radio de 695.000 kilómetros (432.000 millas) desde el centro del núcleo, la fotosfera es la capa más profunda que los astrónomos pueden observar directamente y es lo más cercano que tiene el sol a una superficie.
Radiación y convección
La temperatura en el centro del sol es de alrededor de 15 millones de grados Celsius (28 millones de grados Fahrenheit), que es casi 3.000 veces más alto que en la superficie. El núcleo es 10 veces más denso que el oro o el plomo, y la presión es 340 mil millones de veces la presión atmosférica en la superficie de la Tierra. El núcleo y las zonas radiativas son tan densas que los fotones producidos por reacciones en el núcleo tardan un millón de años en llegar a la capa convectiva. Al comienzo de esa capa semiopaca, las temperaturas se han enfriado lo suficiente como para permitir que los elementos más pesados, como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el hierro retengan sus electrones. Los elementos más pesados atrapan la luz y el calor, y la capa finalmente "hierve", transfiriendo energía a la superficie por convección.
Reacciones de fusión en el núcleo
La fusión de hidrógeno a helio en el núcleo del sol se produce en cuatro etapas. En el primero, dos núcleos de hidrógeno, o protones, chocan para producir deuterio, una forma de hidrógeno con dos protones. La reacción produce un positrón, que choca con un electrón para producir dos fotones. En la tercera etapa, el núcleo de deuterio choca con otro protón para formar helio-3. En la cuarta etapa, dos núcleos de helio-3 chocan para producir helio-4, la forma más común de helio, y dos protones libres para continuar el ciclo desde el principio. La energía neta liberada durante el ciclo de fusión es de 26 millones de electronvoltios.