Modelando el interior del Sol

Una técnica importante para probar el Sol debajo de la fotósfera emergió en 1960s, cuando se descubrió que la superficie del Sol vibra como un conjunto complejo de campanas. Estas vibraciones, ilustradas en la figura, son el resultado de ondas de presión interna ("sonido") que se reflejan en la fotósfera y de manera repetida cruzan el interior solar. Estas ondas penetran profundamente hacia el interior solar, y el análisis de los patrones superficiales permite a los científicos estudiar las condiciones muy por debajo de la superficie solar. Este proceso es similar a la manera en que los sismólogos estudian el interior de la Tierra al observar ondas sismicas producidas por los terremotos. Por esta razón, el estudio de los patrones superficiales del Sol se conoce como heliosismología, aunque las ondas de presión solar no tienen que ver con la actividad sísmica solar (que no existe).

El estudio más extenso de las vibraciones solares es el proyecto GONG (acrónimo de Global Oscillations Network Group). El realizar observaciones continuas del Sol desde muchos sitios alrededor de la Tierra, los astrónomos solares han obtenido datos de alta calidad sin interrupción durante semanas. El Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO), lanzado por la Agencia Espacial Europea en 1995 y ahora estacionada permanentemente entre la Tierra y el Sol a 1.5 millones de km de nuestro planeta, nos da un monitoreo continuo de la superficie y atmósfera solar. El análisis de los datos de estas fuentes nos da información detallada importante sobre la temperatura, densidad, rotación y estado convectivo del interior solar.

La figura muestra la densidad y temperatura solar de acuerdo al Modelo Estandar Solar, graficado como función de distancia desde el centro del Sol. Hay que notar que la densidad cae rápidamente al inicio, y enotnces más lentamente cerca de la fotósfera. La variación en densidad es grande, y va desde el valor del núcleo de 150,000 kg/m³, 20 veces la densidad del hierro, hasta un valor muy pequeño en la fotósfera de 2  10^-4 kg/m^3, cerca de 10,000 veces menos denso que el aire en la superficie de la Tierra. La densidad promedio del Sol es 1400 kg/m³, casi la misma que la densidad de Jupiter.

Como se muestra en la figura, la temperatura solar también decrece al incrementar el radio, aunque no tan rápido como la densidad. Los modelos computacionales indican una temperatura central de alrededor de 15 millones de K. La temperatura decrece constantemente, alcanzando el valor de 5800 K en la fotósfera.