¿Cómo genera energía el sol?

¿Cómo genera energía el sol?

El interior del sol es una especie de bomba termonuclear de fusión de materia, principalmente átomos de hidrógeno  bajo una enorme presión y  temperatura y controlada en escala gigante, por su enorme cantidad de partículas interactuando a gran energía, se genera un campo electromagnético que ayuda a sostenerlo de manera extremadamente prolongada.

Campo-Magnético-del-Sol

Existen en él millones de partículas en rotación constante, colisionando, fusionándose y fisionándose constantemente, principalmente utilizando iones de hidrógeno para convertirlas en iones de helio de forma encadenada.

Nucleosíntesis Estelar en el Sol

Se pueden identificar diferentes capas que varían en densidad, temperatura, presión y comportamiento en el sol: el “núcleo termonuclear”, la “zona radiativa”, la “zona de convección”, la “fotósfera”, la “cromósfera” y la “corona solar”. El plasma es transparente a su propia radiación.

Partes-del-Sol-3

El “núcleo termonuclear” tiene una forma esférica pues actúa la gravedad en sus partículas comprimiéndolas hacia el centro, con un radio de 170 mil km. representa el 10% de la masa del sol y el 25% de su radio. Se encuentra a 530 mil kilómetros de profundidad. La parte más central del núcleo ya es 60% helio, y aunque aquí se genera el 99% de la energía que emite el sol (en sus formas de longitud de onda más corta, altamente energizadas), ninguno de los productos de la fusión en el centro ha salido a la fotósfera.

En el núcleo del Sol la gravedad empuja todos los átomos al centro. La presión es de 340 mil millones de atmósferas de la Tierra, generando una enorme vibración y frotación de las partículas por lo que la temperatura alcanza más de 15 millones de °C. La materia está en forma de plasma ultra densa (150 t/m3).

Núcleo-Solar

Cada partícula en el núcleo tiene su propia rotación. Al sumarse las cargas emitidas de todas las partículas que son emitidas como en un campo electromagnético gigante producto de la rotación principalmente en el centro, buscarán ser retroalimentadas por los polos, pero estando tan juntas, se sumarán unas a otras hasta generar un enorme campo electromagnético alrededor del núcleo de plasma.

Mapa de Líneas Magnéticas del Sol

En la “zona radiativa” se puede incluir el núcleo por lo que en conjunto se le atribuye un radio de 580 mil km, representando el 80% del radio del sol. Sin contar el núcleo esta capa tendría 410 mil km de grosor.

Existe gran compresión, es un poco menos denso (de 20 tons/m3 a 200 kg/m3), pero la presión y la energía proveniente del núcleo genera vibraciones de átomos energizados que emanan longitudes de onda electromagnética muy corta que sirve como transporte de fonones de calor hacia la superficie.

Zona-Radiativa

Esta capa está altamente ionizada (hidrógeno y helio), se alimenta de la radiación electromagnética proveniente del núcleo que permite que fluya transportando fonones de calor hacia capas superiores, manteniendo el comportamiento de fuerte emisión en el centro y dirección hacia los polos.

Se mantienen altas temperaturas (de 10 millones °C a 2 millones °C en su parte superior) y las presiones siguen siendo altas (225 mil millones de atmósferas de la Tierra a 45 mil millones de atmósferas de la Tierra) por lo que la materia sigue en estado de plasma con un comportamiento de rotación uniforme (presumiblemente más lento que el núcleo).

Existe una franja llamada “tachoclina” entre la zona radiativa (comportamiento plasma) hacia la zona de convección (comportamiento de gas) que se encuentra a 150 mil km de profundidad con un grosor de 30 mil km que es donde la presión y la densidad es mucho menor.

Tachoclina

La masa en esta capa se comporta más como un gas o un líquido, y debido a la existencia de un campo electromagnético en el núcleo donde se concentra la mayor emisión de partículas y energía, aparece una protuberancia en el ecuador, lo que genera una turbulencia en el centro, provocando una rotación diferencial en el centro que gira más rápido que los polos.

Rotación diferencial del Sol

Ocurre un movimiento caótico de convección de los fonones de energía de calor, en donde las partículas de mayor vibración se elevan hasta las partes más altas donde emiten sus partículas y fotones de alta energía hacia la superficie, perdiendo energía y regresando con dirección a la parte inferior para ser nuevamente energizadas por la radiación electromagnética, generando una fuerte frotación de partículas que se traducen en  vibraciones de calor.

Más arriba se encuentra una capa de “convección” de 150 mil km de grosor que se extiende hasta los 500 km de profundidad justo debajo de la fotósfera, donde la presión se reduce repentinamente y por tanto la temperatura desciende desde su parte baja a 2 millones de °C hasta 6000°C.

capa-de-convección

La materia sigue estando en forma de plasma (en su gran mayoría iones de hidrógeno), pero comienza a tener un comportamiento similar al de un océano. Ocurre un proceso de convección donde se generan columnas con giro de gran cantidad de calor que transportan los materiales calientes a la fotósfera del sol y otros que regresan los átomos ionizados menos energizados para ser energizados nuevamente.

Estos giros emiten radiación electromagnética perpendicular a la superficie en toda la superficie del sol que se suma a la macro-emisión electromagnética del sol con un comportamiento diferente de fotones ultra energéticos.

Fenómeno-de-Convección-en-el-Sol

La “fotósfera” es la capa más delgada del sol (entre 100 y 500 km de profundidad) y es la que en realidad vemos con una densidad de entre 0.2 y hasta 0.0002 kg/m3. Tiene una temperatura promedio entre 6000°C y 4500°C en la superficie.  Es transparente a fotones de ciertas ondas y emite un espectro de radiación continuo.  Es totalmente gaseosa, pues prácticamente no hay presión y no se puede aterrizar en ella. Tiene celdas de convección de hasta 1000 kilómetros de díametro con una vida de 8 minutos.

fd-close

Las manchas solares se encuentran en esta capa y son 1000°K a 1500°K más frias que el resto de la fotósfera. Las regiones internas más oscuras (umbra) son más frías (4,000°K) rodeados de regiones más claras (penumbra) de 5,600°K.

El campo magnético del sol establece la dirección de las columnas de plasma, machas solares y otras interacciones en el sol que generan fricciones y calor. Habrá manchas solares donde el campo magnéico esté en su máximo

Manchas-Solares

Cada mancha solar tiene su propio polo magnético. Si se reduce la emisión de manchas solares, la Tierra se enfriará, pues decrece la emisión solar, por el contrario aumentará su temperatura si la emisión de manchas solares aumenta y la Tierra se calentará.

Manchas-Solares-y-Magnetismo

La “Cromósfera” es la capa de gas menos densa del sol (0.000005 kg/m3), por lo que está en estado de plasma con un comportamiento gaseoso. Tiene alrededor de 2,500 km de grosor y un enorme volumen, pero aquí la presión es mucho menor, su temperatura aumenta pues alcanza nuevamente los 2 millones de °K. Aquí  ocurren los fenómenos solares como las prominencias y picos de átomos ionizados de hidrógeno y helio.

Cromósfera-del-Sol

Durante períodos de fuerte actividad solar, el sol realiza eyecciones de masa coronal de más de 10×109 toneladas de plasma solar que son emitidos al espacio y velocidades que alcanzan hasta los 1000 km por segundo. Si son dirigidos a la Tierre podrían alterar significativametne el ambiente magnético de la Tierra.

Flama-Solar

La “corona” del sol tiene una densidad de 1×10-12 kg/m3. Es muy ligera, está atrapada en el campo electromagnético del sol, y está compuesta de átomos de hidrógeno y helio a altísima temperatura en contacto con la “cromósfera” (1 millón de °C) donde están ionizados en forma de plasma, donde el calor es tenue por la mínima densidad y el enorme volumen, y sus partículas con carga se mueven a diferentes velocidades de energía. Puede verse durante un eclipse cuando una luna nueva cubre la fotósfera.

Si los iones de la cromósfera son emitidos lo suficientemente rápido pueden conformar un “viento solar” que es un río electromagnético que se extiende hasta por 70 millones de kilómetros hacia el espacio exterior, al que se suman fotones, rayos gamma, neutrinos, electrones y positrones que viajan en promedio entre 400 y 700 km por segundo en todas direcciones golpeando las atmósferas de los planetas.

114379main_sunmaglines05_lgweb