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Solución:
La luz del Sol proviene de la fotosfera; una capa relativamente delgada, de unos cientos de kilómetros de espesor.
La fotosfera del Sol está en equilibrio radiativo, sin calentarse ni enfriarse en promedio. Lo que esto significa es que los procesos de emisión que producen la radiación que se escapa de la fotosfera, son el inverso de los procesos de absorción que impiden que nos llegue la radiación de capas más profundas y calientes.
El proceso continuo dominante es la fotoionización libre de límites de H$ ^ – $ iones que se forman cuando los átomos de hidrógeno capturan los electrones liberados por la ionización de los átomos de potasio y sodio en la atmósfera. Hay algunos otros procesos de fotoionización sin límites de otras especies que contribuyen a la opacidad continua, y transiciones ligadas entre los niveles de energía en una variedad de átomos e iones que contribuyen con opacidades en longitudes de onda discretas.
El principio de equilibrio detallado significa que estos procesos de absorción se equilibran mediante la fotorrecombinación de enlace libre de H$ ^ – $ iones que aportan luz a lo largo de un continuo de longitudes de onda y transiciones descendentes enlazadas en átomos e iones en longitudes de onda específicas.
La comprensión de estos procesos ciertamente requiere la física cuántica y no puede ser descrita por el electromagnetismo clásico.
El origen de la luz solar es el plasma caliente en y cerca de su superficie. Puede describirse razonablemente bien por la radiación del cuerpo negro de Planck.
Consulte https://en.m.wikipedia.org/wiki/Sunlight y sus fuentes.
Las estrellas experimentan una fusión nuclear de elementos químicos en sus núcleos. La presión hacia afuera de la radiación resultante y la presión térmica del plasma contrarrestan el colapso inminente de la presión gravitacional hacia adentro de la estrella. Por lo tanto, una estrella es una danza delicada entre presiones externas e internas. Finalmente, la estrella se queda sin combustible nuclear y el colapso gravitacional gana y las estrellas terminan su vida, dependiendo de su masa y metalicidad, como una estrella enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro (o tal vez incluso más exótico , posibilidades por descubrir).
En términos de mecánica cuántica, existe una rica historia de progreso científico sobre los modelos estelares. Para una buena reseña histórica, recomiendo este artículo de Arny. Allí, analiza cómo se utilizaron modelos puramente clásicos anteriores a la década de 1900 para tratar de estimar la edad del sol utilizando la termodinámica. Pero esto resultó en ~ 10 ^ 6 años, que sabían que era incorrecto debido al registro geológico. Jeans, Lambden y otros hicieron algunos avances en la comprensión termodinámica de los plasmas … Pero el verdadero avance provino de la mecánica cuántica de dos maneras:
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La espectroscopía permitió la caracterización precisa de las estrellas según su composición: ciertas longitudes de onda de luz son emitidas por ciertas diferencias de energía de los estados de ciertos átomos. Esto allanó el camino hacia una teoría nuclear de cómo funcionan las estrellas.
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Eddington y otros calcularon cuánta energía se requeriría para mantener el sol brillando con su luminosidad, y esto condujo a numerosas vías de investigación. No entraré en detalles aquí, el artículo de Arny es genial. Pero la conclusión es que la energía podría adquirirse a través de un proceso nuclear (como la reacción en cadena protón-protón que requiere 4 átomos de hidrógeno para producir el isótopo de helio en estrellas de baja masa como nuestro sol, o el ciclo CNO que se cree que dominan en estrellas de mayor masa, y este es un campo propio desde finales de la década de 1930 llamado nucleosíntesis estelar).
Eddington, en The Internal Constitution of the Stars (1926), calculó sin saber cómo se liberaba la energía, el rendimiento energético de la combustión del hidrógeno. Además, señaló que el hidrógeno era el combustible más eficiente en términos de energía por gramo y que podría alimentar al sol durante unos 100 mil millones de años.
Pero hubo muchos detalles que quedaron sin explicación. Lo más importante, ¿cómo superan la barrera de Coulomb? El famoso físico George Gamow encontró la respuesta en la teoría cuántica:
los key G. Gamow encontró la solución a este dilema en 1928 cuando demostró que los túneles de la mecánica cuántica permitían que la fusión ocurriera a temperaturas mucho más bajas de lo que antes parecía plausible.
EDITADO: Aunque la fusión ocurre en el núcleo y produce fotones como subproducto, estos fotones son rápidamente absorbidos por el plasma y reemitidos continuamente. Se necesitan cientos de miles de años para que los fotones se dispersen por el interior opaco. La luz que sale de la superficie de la estrella se dispersa desde la fotosfera de la atmósfera estelar, donde la densidad del plasma se vuelve lo suficientemente baja como para que los fotones escapen (una “última superficie de dispersión”). Su camino puede modelarse como un paseo aleatorio.
@ my2cts señala que el espectro de la fotosfera está bien modelado por el espectro de radiación del cuerpo negro.
EDITAR: según la pregunta del OP en los comentarios, si se produce una determinada reacción nuclear depende de qué fuerza nuclear la media (entre otras cosas …). Este artículo gratuito explica bastante bien en detalle. Para el ejemplo simple, considere la reacción protón-protón: 4 protones colisionando simultáneamente es extremadamente improbable, por lo que una serie de interacciones de 2 cuerpos (cadenas) en su lugar,
interacción fuerte: p + p $ rightarrow $$ ^ 2 $Él, esto no funciona desde $ ^ 2 $Es muy inestable, es decir $ ^ 2 $Él $ rightarrow $ 2p inmediatamente (por la misma razón p + $ ^ 4 $Él $ rightarrow $$ ^ 5 $Li es imposible).
interacción débil (Bethe 1938): p + p $ rightarrow $ D + e$ ^ + $ + $ nu $, y esto funciona, donde D es deuterio y $ nu $ es un neutrino.
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