O sol - o objeto mais massivo do sistema solar - é uma população que eu estrela anã amarela. É no final mais pesado de sua classe de estrelas, e seu status de população significa que ele contém elementos pesados. Os únicos elementos no núcleo, no entanto, são hidrogênio e hélio; O hidrogênio é o combustível para reações de fusão nuclear que produzem continuamente hélio e energia. No presente, o sol queimou cerca de metade do seu combustível.

Como o Sol se Formava

De acordo com a hipótese nebular, o sol surgiu como resultado do colapso gravitacional de uma nebulosa. - uma grande nuvem de gás espacial e poeira. Quando esta nuvem atraiu mais e mais matéria para seu núcleo, ela começou a girar em um eixo, e a parte central começou a se 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 se incendiou. A fusão de hidrogênio em hélio criou uma pressão externa que contrabalançou a gravidade para produzir um estado estacionário que os cientistas chamam de "sequência principal".

O Interior do Sol

O sol parece um incômodo orb amarelo da Terra, mas tem camadas internas discretas. O núcleo central, que é o único local onde ocorre a fusão nuclear, se estende a um raio de 138.000 quilômetros (86.000 milhas). Além disso, a zona radiativa se estende quase três vezes mais, e a zona convectiva chega à fotosfera. Em 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 o mais próximo que o sol tem de uma superfície.

Radiação e Convecção

A temperatura no núcleo solar é de cerca de 15 milhões de graus Celsius (28 milhões de graus Fahrenheit), o que é quase 3.000 vezes maior 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. As zonas central e radiativa são tão densas que os fótons produzidos pelas reações no núcleo demoram um milhão de anos para chegar à 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 a camada finalmente "ferve", transferindo energia para a superfície por convecção.

Reações de fusão no núcleo -

Fusão de hidrogênio em hélio no núcleo solar prossegue em quatro etapas. 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 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.