Descubrimientos sobre el Sol causan desconcierto

El núcleo del Sol rota casi cuatro veces más rápido que la superficie del astro, de acuerdo con los nuevos hallazgos de un equipo internacional de astrónomos, difundido en un comunicado por la Universidad de California en Los Ángeles.

Este hallazgo sorprendió a los científicos. La idea de que el núcleo solar puede rotar más rápido que la superficie había sido motivo de especulación durante más de dos décadas, pero el fenómeno nunca había sido medido.

“La explicación más factible es que la rotación del núcleo es un vestigio del período en que se formó el Sol, hace unos 4.600 millones de años”, señaló Roger Ulrich, profesor emérito de la Universidad de California en Los Ángeles (EEUU) y uno de los autores del nuevo estudio publicado en la revista Astronomy and Astrophysics.

Ulrich ha estudiado el interior del Sol durante más de 40 años. “Es muy emocionante pensar que hemos descubierto una reliquia de la formación del Sol”, señaló el científico.

El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso (en estado de plasma ). La temperatura de 15 millones de grados Kelvin (27 millones de grados Faranheit) mantiene al núcleo en estado gaseoso.

CUANDO EL SOL NACIÓ

La rotación del núcleo solar puede dar pistas del proceso de formación de nuestra estrella. Luego del nacimiento del Sol, el viento solar probablemente hizo más lenta la rotación de la parte externa del Sol, según Ulrich.

La mayor velocidad de rotación en el núcleo del Sol puede ser un vestigio de la formación de nuestra estrella. La rotación también puede tener un impacto en las manchas solares, según el experto.

Las manchas solares son áreas del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores y gran actividad magnética. Una sola mancha puede llegar a tener un diámetro similar al de la Tierra.

Los investigadores estudiaron las ondas acústicas superficiales en la atmósfera del Sol, donde interactúan con las ondas de gravedad, con un movimiento similar al de un camión lleno de agua conducido en una carretera con una superficie curvilínea. A partir de estas observaciones se detectaron los movimientos de chorro del núcleo solar.

Mediante la medición cuidadosa de las ondas acústicas, los investigadores determinaron con precisión el tiempo que tarda una onda acústica en viajar desde la superficie hasta el centro del sol y viceversa. Este tiempo de viaje resulta ser influenciado por movimientos de las ondas de gravedad, dijo.

OSCILACIONES

Los investigadores analizaron ondas acústicas en la superficie de la atmósfera solar, algunas de las cuales penetran el núcleo e interactúan con otras ondas.

La temperatura del núcleo es de cerca de 15 millones de grados centígrados. En la superficie del Sol la temperatura es de unos 5.500 grados centígrados. Las áreas blancas en la imagen corresponden a las zonas donde el campo magnético es más fuerte.

Midiendo las ondas acústicas, los científicos determinaron con precisión el tiempo que tarda una de esas ondas en viajar de ida y vuelta desde la superficie al centro del Sol.

Los cálculos se basaron en datos de 16 años de observaciones con un instrumento denominado GOLF, Global Oscillations at Low Frequency u Oscilaciones Globales en Frecuencias Bajas.

El instrumento se encuentra a su vez en una sonda especial llamada SoHO, Solar and Heliospheric Observatory, Observatorio Solar y Heliosférico, un proyecto conjunto de la NASA y la Agencia Espacial Europea.

15 MILLONES DE GRADOS

El núcleo también se diferencia de la superficie en otro sentido. La temperatura del núcleo es de cerca de 27 millones de grados Fahrenheit, o 15 millones de grados centígrados. La superficie del sol es de unos 10.000 grados Fahrenheit, o 5.500 grados centígrados.

Ulrich trabajó analizando datos con el equipo de investigadores a cargo de GOLF durante 15 años. La sonda SoHO fue lanzada el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el núcleo del Sol, la atmósfera solar o corona y los vientos solares. La sonda sigue operativa.

FUSIÓN NUCLEAR

El núcleo solar produce casi todo el calor del Sol, a través de la fusión nuclear. El resto de la estrella es calentada por la transferencia hacia el exterior de calor desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo —a excepción de una pequeña parte transportada por los neutrinos— debe viajar a través de muchas capas sucesivas hasta la fotosfera, antes de escapar al espacio como luz solar o energía cinética de partículas.

En el núcleo es donde se genera la energía. La densidad y la temperatura son las adecuadas para que ocurran las reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones liberan energía en dos formas, luz (radiación electromagnética) y partículas (en particular los neutrinos). A pesar de estas reacciones, el núcleo del Sol es un lugar muy obscuro.

La producción de energía por unidad de tiempo (es decir, la potencia) de la fusión en el núcleo cambia con la distancia desde el centro del Sol. En el centro del Sol la potencia de esta fusión tiene un valor estimado por los modelos de alrededor de 276,5 W/m³.4​

A pesar de su temperatura tan alta, la máxima densidad de producción de potencia en el núcleo en general es similar al de una pila de compostaje y es menor que la densidad de potencia producida por el metabolismo humano. No obstante, el Sol es mucho más caliente que estos ejemplos debido al enorme volumen que tiene.

Las bajas tasas de producción de energía dentro del núcleo solar pueden parecer sorprendentes considerando la gran potencia que se predice a partir de la aplicación de la ley de Stefan-Boltzmann para temperaturas de 10 a 15 millones de kelvin. Sin embargo, las capas del Sol radian hacia las capas más externas que tienen una temperatura ligeramente menor. Esta diferencia en las potencias de radiación entre las capas es la que determina la producción neta de potencia y la transferencia en el núcleo del Sol.

TEMPERATURAS

A una distancia de 19% del radio solar, cerca de la orilla del núcleo, las temperaturas son de alrededor de 10´ K,2​ y la densidad de potencia es de 6,9 W/m³, lo que es alrededor del 2,5% del valor máximo en el centro del Sol. La densidad en ese punto es de cerca de 40 g/cm³, es decir, alrededor de 27% de la densidad en el centro.6​ Un 91% de la energía solar se produce dentro de este radio. Dentro del 24% del radio (el «núcleo exterior» según algunas definiciones) se produce el 99% de la energía del Sol. Más allá del 30% del radio solar, en donde la temperatura es de 7×106 K y la densidad ha disminuido hasta 10 g/cm³, la tasa de fusión es prácticamente nula.

La tasa de fusión nuclear depende fuertemente de la densidad, por lo que la tasa de fusión en el núcleo solar es un equilibrio que se corrige a sí mismo. Si se da un pequeño incremento en dicha tasa, el núcleo se calienta y se expande, creando una fuerza que se opone al peso de las capas exteriores. Esto reduce la tasa de fusión y corrige la perturbación. Por el contrario, si la tasa de fusión nuclear disminuye ligeramente, el núcleo solar se enfría y se encoge también ligeramente, lo que incrementa la tasa de fusión y revierte este cambio a su estado anterior.

ZONA RADIATIVA

La zona radiactiva o zona de radiación es una capa en el interior de una estrella en donde la energía es transportada principalmente hacia el exterior por medio de difusión radiactiva, más que por convección.

La energía se mueve a través de la zona radiactiva en forma de radiación electromagnética como fotones. Dentro del Sol, la zona de radiación está localizada en la zona intermedia entre el núcleo solar, a una distancia de 0,2 radios solares, medida desde el centro del Sol hasta la zona convectiva o área de rango de radios, a una distancia de 0,71 radios solares.

La materia en la zona radiactiva es tan densa que los fotones viajan únicamente una corta distancia antes de ser absorbidos o dispersados por otras partículas, lo que provoca que su longitud de onda se vuelva mayor. Por esta razón, es necesario un promedio de 171 000 años para que los rayos gamma provenientes del núcleo del Sol salgan de la zona radiactiva.​

Texto, BBC Mundo