La estructura del sol

La estructura del Sol
Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre 1011 estrellas de la Via Láctea, nuestra galaxia, una más entre 1020 del universo actualmente observable. Su masa, apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse. Pero,aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida.
Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri, está a 4 años luz,más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales.
A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno.El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura:
Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R).El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares. Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear
4 1H  4He + 2e+ + 2 + 26,7 MeVdonde e+ son positrones y  neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren en el núcleo.
Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportadahacia el exterior por radiación.
Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que loimpulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente.
Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona.
El espesor de lafotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie.
La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna. La temperatura, quealcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera.
La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue...