Il sole - l'oggetto più massiccio nel sistema solare - è una stella nana gialla di popolazione I. È alla fine più pesante della sua classe di stelle, e il suo status di popolazione I significa che contiene elementi pesanti. Gli unici elementi nel nucleo, tuttavia, sono l'idrogeno e l'elio; L'idrogeno è il combustibile per le reazioni di fusione nucleare che producono continuamente elio ed energia. Attualmente il sole ha bruciato circa la metà del suo combustibile.
Come si è formato il Sole
Secondo l'ipotesi nebulare, il sole è venuto alla luce in seguito al collasso gravitazionale di una nebulosa - una grande nuvola di gas e polvere nello spazio. Mentre questa nuvola attraeva sempre più materia al suo centro, iniziò a ruotare su un asse, e la parte centrale cominciò a riscaldarsi sotto le enormi pressioni create dall'aggiunta di sempre più polvere e gas. A una temperatura critica - 10 milioni di gradi Celsius (18 milioni di gradi Fahrenheit) - il nucleo si è acceso. La fusione dell'idrogeno in elio ha creato una pressione verso l'esterno che ha neutralizzato la gravità per produrre uno stato stazionario che gli scienziati chiamano la "sequenza principale".
L'interno del sole
Il sole sembra un informe globo giallo dalla Terra, ma ha strati interni discreti. Il nucleo centrale, che è l'unico luogo in cui avviene la fusione nucleare, si estende su un raggio di 138.000 chilometri (86.000 miglia). Oltre a ciò, la zona radiativa si estende per circa tre volte di più e la zona convettiva raggiunge la fotosfera. A un raggio di 695.000 chilometri (432.000 miglia) dal centro del nucleo, la fotosfera è lo strato più profondo che gli astronomi possono osservare direttamente, ed è il più vicino al sole ad una superficie.
Radiazione e convezione
La temperatura al centro del sole è di circa 15 milioni di gradi Celsius (28 milioni di gradi Fahrenheit), che è quasi 3000 volte più alta rispetto alla superficie. Il nucleo è 10 volte più denso dell'oro o del piombo e la pressione è 340 miliardi di volte la pressione atmosferica sulla superficie terrestre. Le zone centrali e radiative sono così densi che i fotoni prodotti dalle reazioni nel nucleo impiegano un milione di anni per raggiungere lo strato convettivo. All'inizio di quello strato semiopaco, le temperature si sono raffreddate abbastanza da permettere agli elementi più pesanti, come carbonio, azoto, ossigeno e ferro di trattenere i loro elettroni. Gli elementi più pesanti intrappolano la luce e il calore, e lo strato alla fine "bolle", trasferendo energia sulla superficie per convezione.
Reazioni di fusione nel nucleo
Fusione di idrogeno in elio nel nucleo del sole procede in quattro fasi. Nel primo, due nuclei di idrogeno - o protoni - si scontrano per produrre deuterio - una forma di idrogeno con due protoni. La reazione produce un positrone, che collide con un elettrone per produrre due fotoni. Nella terza fase, il nucleo del deuterio si scontra con un altro protone per formare l'elio-3. Nel quarto stadio, due nuclei di elio-3 si scontrano per produrre l'elio-4 - la forma più comune di elio - e due protoni liberi per continuare il ciclo dall'inizio. L'energia netta rilasciata durante il ciclo di fusione è di 26 milioni di elettronvolt.
