O sol - o objeto mais massivo do sistema solar - é um população I estrela anã amarela. Ele está na extremidade mais pesada de sua classe de estrelas e seu status de população significa que contém elementos pesados. Os únicos elementos do núcleo, entretanto, são hidrogênio e hélio; o hidrogênio é o combustível para as reações de fusão nuclear que produzem hélio e energia continuamente. No momento, o sol queimou cerca de metade de seu combustível.
Como o Sol se formou
De acordo com hipótese nebular, o sol surgiu como resultado do colapso gravitacional de uma nebulosa - uma grande nuvem de gás espacial e poeira. Como esta nuvem atraiu mais e mais matéria para seu núcleo, ela começou a girar em um eixo, e o centro parte começou a aquecer sob as enormes pressões criadas pela adição de mais e mais poeira e gases. Em uma temperatura crítica - 10 milhões de graus Celsius (18 milhões de graus Fahrenheit) - o núcleo pegou fogo. A fusão do hidrogênio em hélio criou uma pressão externa que neutralizou a gravidade para produzir um estado estacionário que os cientistas chamam de "sequência principal".
O Interior do Sol
O sol parece uma orbe amarela sem traços característicos da Terra, mas tem camadas internas discretas. O núcleo central, que é o único lugar onde ocorre a fusão nuclear, estende-se por um raio de 138.000 quilômetros (86.000 milhas). Além disso, a zona radiativa se estende quase três vezes mais longe, e a zona convectiva atinge a fotosfera. A um raio de 695.000 quilômetros (432.000 milhas) do centro do núcleo, a fotosfera é a camada mais profunda que os astrônomos podem observar diretamente, e é a mais próxima que o sol tem da superfície.
Radiação e Convecção
O temperatura no centro do sol é cerca de 15 milhões de graus Celsius (28 milhões de graus Fahrenheit), o que é quase 3.000 vezes mais alto do que na superfície. O núcleo é 10 vezes mais denso que ouro ou chumbo, e a pressão é 340 bilhões de vezes a pressão atmosférica na superfície da Terra. O núcleo e as zonas radiativas são tão densos que os fótons produzidos por reações no núcleo levam um milhão de anos para atingir a camada convectiva. No início dessa camada semi-opaca, as temperaturas esfriaram o suficiente para permitir que elementos mais pesados, como carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro retenham seus elétrons. Os elementos mais pesados prendem a luz e o calor e, por fim, a camada "ferve", transferindo energia para a superfície por convecção.
Reações de fusão no núcleo
A fusão de hidrogênio em hélio no núcleo do Sol ocorre em quatro estágios. No primeiro, dois núcleos de hidrogênio - ou prótons - colidem para produzir deutério - uma forma de hidrogênio com dois prótons. A reação produz um pósitron, que colide com um elétron para produzir dois fótons. No terceiro estágio, o núcleo de deutério colide com outro próton para formar o hélio-3. No quarto estágio, dois núcleos de hélio-3 colidem para produzir hélio-4 - a forma mais comum de hélio - e dois prótons livres para continuar o ciclo desde o início. A energia líquida liberada durante o ciclo de fusão é de 26 milhões de elétron-volts.