16.3: El Interior Solar - Teoría
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir el estado de equilibrio del Sol
- Entender el balance energético del Sol
- Explicar cómo la energía se mueve hacia afuera a través del Sol
- Describir la estructura del interior solar
La fusión de protones puede ocurrir en el centro del Sol sólo si la temperatura supera los 12 millones de K. ¿Cómo sabemos que en realidad el Sol es así de caliente? Para determinar cómo podría ser el interior del Sol, es necesario recurrir a cálculos complejos. Como no podemos ver el interior del Sol, tenemos que usar nuestro entendimiento de la física, combinado con lo que vemos en la superficie, para construir un modelo matemático de lo que debe estar sucediendo en el interior. Los astrónomos utilizan las observaciones para construir un programa de computadora que contenga todo lo que creen saber sobre los procesos físicos que ocurren en el interior del Sol. Luego, la computadora calcula la temperatura y la presión en cada punto dentro del Sol y determina qué reacciones nucleares, si las hay, se están produciendo. Para algunos cálculos, podemos usar observaciones para determinar si el programa de computadora está produciendo resultados que coincidan con lo que vemos. De esta manera, el programa evoluciona con observaciones cada vez mejores.
El programa de computadora también puede calcular cómo cambiará el Sol con el tiempo. Después de todo, el Sol debe cambiar. En su centro, el Sol está agotando lentamente su suministro de hidrógeno y creando helio en su lugar. ¿El Sol se calentará más? ¿Enfriador? ¿Más grande? ¿Más pequeño? ¿Más brillante? ¿Desmayarse? En última instancia, los cambios en el centro podrían ser catastróficos, ya que eventualmente se agotará todo el combustible de hidrógeno lo suficientemente caliente para la fusión. O se debe encontrar una nueva fuente de energía, o el Sol dejará de brillar. Describiremos el destino final del Sol en capítulos posteriores. Por ahora, veamos algunas de las cosas que debemos enseñar a la computadora sobre el Sol para poder llevar a cabo dichos cálculos.
El Sol es un Plasma
El Sol está tan caliente que todo el material que contiene está en forma de un gas ionizado, llamado plasma. El plasma actúa como un gas caliente, que es más fácil de describir matemáticamente que los líquidos o los sólidos. Las partículas que constituyen un gas están en movimiento rápido, colisionando frecuentemente entre sí. Este bombardeo constante es la presión del gas (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Más partículas dentro de un volumen dado de gas producen más presión debido a que el impacto combinado de las partículas en movimiento aumenta con su número. La presión también es mayor cuando las moléculas o átomos se mueven más rápido. Dado que las moléculas se mueven más rápido cuando la temperatura es más alta, las temperaturas más altas producen una mayor presión.
El Sol Es Estable
El Sol, como la mayoría de las otras estrellas, es estable; no se está expandiendo ni contrayendo. Se dice que tal estrella se encuentra en una condición de equilibrio. Todas las fuerzas dentro de ella están equilibradas, de manera que en cada punto dentro de la estrella, la temperatura, presión, densidad, etc. se mantienen en valores constantes. Veremos en capítulos posteriores que incluso estas estrellas estables, incluido el Sol, están cambiando a medida que evolucionan, pero tales cambios evolutivos son tan graduales que, a todos los efectos, las estrellas siguen en un estado de equilibrio en un momento dado.
La atracción gravitacional mutua entre las masas de diversas regiones dentro del Sol produce tremendas fuerzas que tienden a colapsar el Sol hacia su centro. Sin embargo, sabemos por la historia de la Tierra que el Sol ha estado emitiendo aproximadamente la misma cantidad de energía durante miles de millones de años, por lo que claramente ha logrado resistir el colapso durante mucho tiempo. Por lo tanto, las fuerzas gravitacionales deben ser contrarrestadas por alguna otra fuerza. Esa fuerza se debe a la presión de los gases dentro del Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Los cálculos muestran que, para ejercer la presión suficiente para evitar que el Sol colapse debido a la fuerza de la gravedad, los gases en su centro deben mantenerse a una temperatura de 15 millones de K. Piensa en lo que esto nos dice. Apenas por el hecho de que el Sol no se está contrayendo, podemos concluir que su temperatura en efecto debe ser lo suficientemente alta en el centro para que los protones se fusionen.
El Sol mantiene su estabilidad de la siguiente manera. Si la presión interna en tal estrella no fuera lo suficientemente grande como para equilibrar el peso de sus partes exteriores, la estrella colapsaría un poco, contrayéndose y acumulando la presión en su interior. Por otro lado, si la presión fuera mayor que el peso de las capas superpuestas, la estrella se expandiría, disminuyendo así la presión interna. La expansión se detendría, y nuevamente se alcanzaría el equilibrio cuando la presión en cada punto interno igualara el peso de las capas estelares por encima de ese punto. Una analogía es un globo inflado, que se expandirá o contraerá hasta alcanzar un equilibrio entre la presión del aire dentro y fuera. El término técnico para esta condición es equilibrio hidrostático. Las estrellas estables están todas en equilibrio hidrostático; también lo están los océanos de la Tierra y la atmósfera de la Tierra. La propia presión del aire evita que caiga al suelo.
El sol no se está enfriando
Como todos los que alguna vez han dejado una ventana abierta en una fría noche de invierno saben, el calor siempre fluye de regiones más calientes a regiones más frías. A medida que la energía se filtra hacia afuera hacia la superficie de una estrella, debe fluir desde regiones interiores más calientes. La temperatura normalmente no puede enfriarse a medida que avanzamos hacia adentro en una estrella, o la energía fluiría y calentaría esas regiones hasta que estuvieran al menos tan calientes como las exteriores. Los científicos concluyen que la temperatura es más alta en el centro de una estrella, bajando a valores cada vez más bajos hacia la superficie estelar. (Por lo tanto, la alta temperatura de la cromosfera y la corona del Sol puede parecer una paradoja. Pero recuerda de The Sun: A Garden-Variety Star que estas altas temperaturas son mantenidas por efectos magnéticos, que ocurren en la atmósfera del Sol).
El flujo exterior de energía a través de una estrella le roba su calor interno, y la estrella se enfriaría si esa energía no fuera reemplazada. De igual manera, una plancha caliente comienza a enfriarse en cuanto se desconecta de su fuente de energía eléctrica. Por lo tanto, debe existir una fuente de energía fresca dentro de cada estrella. En el caso del Sol, hemos visto que esta fuente de energía es la fusión continua de hidrógeno para formar helio.
Transferencia de calor en una estrella
Dado que las reacciones nucleares que generan la energía del Sol ocurren en lo profundo de él, la energía debe ser transportada desde el centro del Sol a su superficie, donde la vemos tanto en forma de calor como de luz. Hay tres formas en que la energía puede ser transferida de un lugar a otro. En la conducción, los átomos o moléculas transmiten su energía al chocar con otros cercanos. Esto sucede, por ejemplo, cuando el mango de una cuchara de metal se calienta mientras revuelves una taza de café caliente. En convección, las corrientes de material cálido suben, llevando su energía con ellas a capas más frías. Un buen ejemplo es el aire caliente que sale de una chimenea. En la radiación, los fotones energéticos se alejan del material caliente y son absorbidos por algún material al que transmiten parte o la totalidad de su energía. Puedes sentir esto cuando pones la mano cerca de las bobinas de un calentador eléctrico, permitiendo que los fotones infrarrojos calienten tu mano. La conducción y la convección son importantes en el interior de los planetas. En las estrellas, que son mucho más transparentes, la radiación y la convección son importantes, mientras que la conducción suele ser ignorada.
Además, las ondas acústicas juegan un papel en la transferencia de energía en las estrellas. Las ondas sonoras sí viajan por el interior del sol [haciendo posible ver manchas solares en el otro lado del sol], pero no se generan en el núcleo. Contrario a la creencia común, el núcleo es un lugar muy tranquilo y tranquilo. La gente suele decir que millones de bombas atómicas se disparan en el núcleo. Esto está mal. La energía generada en el núcleo es tan 'violenta' como la que ocurre en una pila ordinaria de compost de jardín. La energía es transportada por la radiación [así te pones sentado frente a una fogata] y la materia es estable y estratificada, es decir, no se “da vuelta” como lo hace el agua hirviendo [por convección]. Se puede escuchar el agua hirviendo, pero no se puede escuchar la radiación, entonces, no: no hay componente acústico en el núcleo. Por otro lado, alrededor de 3/4 del camino a la superficie, el transporte de energía es más eficiente si la materia está 'hirviendo' y 'roiling' así que hay ondas sonoras resultantes de eso, tal vez como un zumbido constante pero se ve abrumado por el sonido generado en la superficie. En la superficie la energía es una mezcla de calor, luz y energía acústica.
La convección estelar ocurre cuando las corrientes de gas caliente fluyen hacia arriba y hacia abajo a través de la estrella (Figura\(\PageIndex{3}\)). Tales corrientes viajan a velocidades moderadas y no alteran la estabilidad general de la estrella. Ni siquiera resultan en una transferencia neta de masa ya sea hacia adentro o hacia afuera porque, a medida que el material caliente sube, el material frío cae y lo reemplaza. Esto da como resultado una circulación convectiva de celdas ascendentes y descendentes como se ve en la Figura\(\PageIndex{3}\). De la misma manera, el calor de una chimenea puede agitar las corrientes de aire en una habitación, algunas subiendo y otras cayendo, sin que entre o salga aire de la habitación. Las corrientes de convección transportan calor muy eficientemente hacia afuera a través de una estrella. En el Sol, la convección resulta ser importante en las regiones centrales y cerca de la superficie.
A menos que ocurra convección, el único modo significativo de transporte de energía a través de una estrella es por radiación electromagnética. La radiación no es un medio eficiente de transporte de energía en las estrellas porque los gases en los interiores estelares son muy opacos, es decir, un fotón no va muy lejos (en el Sol, típicamente alrededor de 0.01 metros) antes de que sea absorbido. (Los procesos por los cuales los átomos e iones pueden interrumpir el flujo exterior de fotones, como ser ionizados, se discutieron en la sección sobre la Formación de Líneas Espectrales). La energía absorbida siempre es reemitida, pero puede ser reemitida en cualquier dirección. Un fotón absorbido cuando viaja hacia afuera en una estrella tiene casi tan buenas posibilidades de ser irradiado hacia el centro de la estrella como hacia su superficie.
Una cantidad particular de energía, por lo tanto, zigzaguea alrededor de una manera casi aleatoria y tarda mucho en abrirse camino desde el centro de una estrella hasta su superficie (Figura\(\PageIndex{4}\)). Las estimaciones son algo inciertas, pero en el Sol, como vimos, el tiempo requerido es probablemente entre 100 mil y 1 000 000 años. Si los fotones no fueran absorbidos y reemitidos en el camino, viajarían a la velocidad de la luz y podrían llegar a la superficie en poco más de 2 segundos, tal como lo hacen los neutrinos (Figura\(\PageIndex{5}\)).
TRANSFERENCIA DE CALOR Y COCCIÓN
Las tres formas en que la energía térmica se mueve de regiones de mayor temperatura a regiones más frías se utilizan en la cocina, y esto es importante para todos los que disfrutamos haciendo o comiendo alimentos.
La conducción es la transferencia de calor por contacto físico durante el cual el movimiento energético de las partículas en una región se extiende a otras regiones e incluso a objetos adyacentes en contacto cercano. Un sabroso ejemplo de esto es cocinar un bistec en una sartén de hierro caliente. Cuando una llama calienta el fondo de una sartén, las partículas que contiene vibran activamente y chocan con las partículas vecinas, esparciendo la energía térmica por toda la sartén (la capacidad de esparcir el calor de manera uniforme es un criterio clave para seleccionar materiales para utensilios de cocina). Un bistec sentado en la superficie de la sartén recoge energía térmica por las partículas en la superficie de la sartén colisionando con partículas en la superficie del bistec. Muchos cocineros pondrán un poco de aceite en la sartén, y esta capa de aceite, además de evitar que se pegue, aumenta la transferencia de calor al rellenar huecos y aumentar la superficie de contacto.
La convección es la transferencia de calor por el movimiento de la materia que se eleva porque es caliente y menos densa. Calentar un fluido hace que se expanda, lo que lo hace menos denso, por lo que se eleva. Un horno es un gran ejemplo de esto: el fuego está en el fondo del horno y calienta el aire ahí abajo, haciendo que se expanda (volviéndose menos denso), por lo que se eleva hasta donde está la comida. El aire caliente ascendente transporta el calor del fuego a la comida por convección. Así funcionan los hornos convencionales. También puede estar familiarizado con los hornos de convección que utilizan un ventilador para hacer circular el aire caliente para una cocción más uniforme. Un científico se opondría a ese nombre porque los hornos normales sin ventilador que dependen de que el aire caliente suba para hacer circular el calor son hornos de convección; técnicamente, los hornos que utilizan ventiladores para ayudar a mover el calor son hornos de “advección”. (Puede que no hayas oído hablar de esto porque los científicos que se quejan en voz alta por el mal uso de los términos convección y advección no salen mucho).
La radiación es la transferencia de energía térmica por radiación electromagnética. Si bien los hornos microondas son un ejemplo obvio del uso de radiación para calentar alimentos, un ejemplo más sencillo es un horno de juguete. Los hornos de juguete funcionan con una bombilla muy brillante. Los cocineros infantiles preparan una mezcla para brownies o galletas, la ponen en una bandeja y la colocan en el horno de juguete debajo de la bombilla brillante. La luz y el calor de la bombilla golpean la mezcla de brownie y la cocinan. Si alguna vez has puesto tu mano cerca de una luz brillante, sin duda has notado que tu mano se calienta por la luz.
Estrellas Modelo
Los científicos utilizan los principios que acabamos de describir para calcular cómo es el interior del Sol. Estas ideas físicas se expresan como ecuaciones matemáticas que se resuelven para determinar los valores de temperatura, presión, densidad, la eficiencia con la que se absorben los fotones, y otras cantidades físicas a lo largo del Sol. Las soluciones obtenidas, basadas en un conjunto específico de supuestos físicos, proporcionan un modelo teórico para el interior del Sol.
La figura ilustra\(\PageIndex{6}\) esquemáticamente las predicciones de un modelo teórico para el interior del Sol. La energía se genera a través de la fusión en el núcleo del Sol, que se extiende solo alrededor de una cuarta parte del camino hasta la superficie pero contiene aproximadamente un tercio de la masa total del Sol. En el centro, la temperatura alcanza un máximo de aproximadamente 15 millones de K, y la densidad es casi 150 veces la del agua. La energía generada en el núcleo es transportada hacia la superficie por radiación hasta llegar a un punto aproximadamente 70% de la distancia desde el centro a la superficie. En este punto, comienza la convección, y la energía se transporta el resto del camino, principalmente por columnas ascendentes de gas caliente.
La figura\(\PageIndex{7}\) muestra cómo la temperatura, densidad, tasa de generación de energía y composición varían desde el centro del Sol hasta su superficie.
Conceptos clave y resumen
A pesar de que no podemos ver dentro del Sol, es posible calcular cómo debe ser su interior. Como insumo para estos cálculos, utilizamos lo que sabemos del Sol. Está hecho completamente de gas caliente. Aparte de algunos cambios muy pequeños, el Sol no se está expandiendo ni contrayendo (está en equilibrio hidrostático) y saca energía a un ritmo constante. La fusión de hidrógeno ocurre en el centro del Sol, y la energía generada es transportada a la superficie por radiación y luego convección. Un modelo solar describe la estructura del interior del Sol. Específicamente, describe cómo la presión, la temperatura, la masa y la luminosidad dependen de la distancia desde el centro del Sol.
Glosario
- conducción
- proceso por el cual el calor se transmite directamente a través de una sustancia cuando hay una diferencia de temperatura entre regiones adyacentes causada por colisiones atómicas o moleculares
- convección
- movimiento causado dentro de un gas o líquido por la tendencia del material más caliente, y por lo tanto menos denso, a subir y más frío, material más denso a hundirse bajo la influencia de la gravedad, lo que consecuentemente resulta en la transferencia de calor
- equilibrio hidrostático
- equilibrio entre los pesos de varias capas, como en una estrella o atmósfera terrestre, y las presiones que las soportan
- radiación
- emisión de energía como ondas electromagnéticas o fotones también la propia energía transmitida