¿Cuál es el origen de la luz del Sol?

Question

La luz solar es una radiación electromagnética.

¿Se sabe cuál es el origen de esta radiación? ¿Puede describirse adecuadamente mediante la electrodinámica clásica (ecuaciones de Maxwell) como un movimiento de cargas eléctricas en el Sol? ¿Es necesario tener en cuenta los efectos cuánticos descritos por la electrodinámica cuántica? ¿O es necesario tener en cuenta otros procesos?

Answer 1

La luz del Sol procede de la fotosfera, una capa relativamente fina, de unos cientos de kilómetros de espesor.

La fotosfera del Sol está en equilibrio radiativo, no se calienta ni se enfría de media. Esto significa que los procesos de emisión que producen la radiación que escapa de la fotosfera, son la inversa de los procesos de absorción que impiden que nos llegue la radiación de las capas más profundas y calientes.

El proceso continuo dominante es la fotoionización sin enlace del 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 otros procesos de fotoionización sin enlace de otras especies que contribuyen a la opacidad del continuo, y transiciones con enlace entre niveles de energía en una variedad de átomos e iones que contribuyen a la opacidad en longitudes de onda discretas.

El principio de equilibrio detallado significa que estos procesos de absorción se equilibran con la fotorecombinación de H $^-$ iones que aportan luz a lo largo de un continuo de longitudes de onda y transiciones descendentes ligadas en átomos e iones a longitudes de onda específicas.

La comprensión de estos procesos requiere ciertamente una física cuántica y no puede ser descrita por el electromagnetismo clásico.

Answer 2

El origen de la luz solar es el plasma caliente en su superficie y cerca de ella. Puede describirse razonablemente bien mediante la radiación de cuerpo negro de Planck.

Comprueba https://en.m.wikipedia.org/wiki/Sunlight y sus fuentes.

Answer 3

Las estrellas sufren la fusión nuclear de elementos químicos en sus núcleos. La presión exterior de la radiación resultante y la presión térmica del plasma contrarrestan el inminente colapso de la presión gravitatoria interior de la estrella. Así pues, una estrella es una delicada danza entre las presiones externas e internas. Al final, la estrella se queda sin combustible nuclear y el colapso gravitatorio se impone y la estrella termina su vida -dependiendo de su masa y metalicidad- como una estrella enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro (o incluso posibilidades más exóticas aún no descubiertas).

En cuanto a la mecánica cuántica, hay una rica historia de progreso científico sobre los modelos estelares. Para una buena revisión histórica, recomiendo este artículo de Arny. En él, discute cómo los modelos puramente clásicos anteriores a la década de 1900 se utilizaron para tratar de estimar la edad del sol utilizando la termodinámica. Pero esto dio como resultado ~10^6 años, lo cual sabían que era incorrecto debido al registro geológico. Jeans, Lambden y otros realizaron algunos avances en la comprensión termodinámica de los plasmas .... Pero el verdadero avance vino de la mecánica cuántica en dos sentidos:

1. La espectroscopia permitió caracterizar con precisión las estrellas en función de su composición: ciertas longitudes de onda de luz son emitidas por determinadas diferencias de energía de los estados de ciertos átomos. Esto abrió el camino a una teoría nuclear sobre el funcionamiento de las estrellas.

2. Eddington y otros calcularon cuánta energía se necesitaría para mantener la luminosidad del Sol, lo que dio lugar a numerosas vías de investigación. No voy a entrar en detalles aquí, el artículo de Arny es genial. Pero el remate es que la energía podría adquirirse mediante un proceso nuclear (como el reacción en cadena protón-protón que requiere 4 átomos de hidrógeno para producir el isótopo de helio en las estrellas de baja masa como nuestro sol, o el ciclo CNO que se cree que domina en las estrellas de mayor masa, y esto es un campo propio desde finales de los años 30 llamado la nucleosíntesis estelar ).

Eddington, en The Internal Constitution of the Stars (1926), calculó, sin saber cómo se liberaba la energía, el rendimiento energético de de la combustión del hidrógeno. Además, señaló que el hidrógeno era el combustible más eficiente en en términos de energía por gramo y que sería capaz de alimentar al sol durante unos 100 mil millones de años.

Pero había muchos detalles que no se explicaban. Lo más importante es cómo superan el Barrera de Coulomb ? El famoso físico George Gamow encontró la respuesta en la teoría cuántica:

La clave para la solución de este dilema la encontró G. Gamow en 1928 cuando cuando demostró que el tunelaje mecánico cuántico permitía la fusión a temperaturas mucho más bajas de lo que 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 necesita 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 del atmósfera estelar donde la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para que los fotones escapen (una "última superficie de dispersión"). Su trayectoria puede ser modelado como paseo aleatorio .

@my2cts señala que el espectro de la fotosfera es bien modelado por la radiación del cuerpo negro espectro .

EDIT: según la pregunta del OP en los comentarios, que se produzca una determinada reacción nuclear depende de qué fuerza nuclear medie en ella (entre otras cosas...). Este El artículo gratuito lo explica con bastante detalle. Para el ejemplo simple, considere la reacción protón-protón: La colisión simultánea de 4 protones es extremadamente improbable, así que en su lugar se produce una serie de interacciones de 2 cuerpos (cadenas),

interacción fuerte: p + p $\rightarrow$ $^2$ Él, esto no funciona ya que $^2$ 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.