Temperatura de la superficie
Sabemos que el sol es una esfera de diámetro 1,400,000 km, que sus regiones externas son gases calientes, principalmente hidrógeno y helio, y que su temperatura superficial es de aproximadamente 6,000 grados Celsius (aproximadamente 11,000 grados Fahrenheit). Cualquier superficie a esa temperatura generará calor y luz. Los quemadores de una estufa eléctrica o un horno tostador, por ejemplo, no están a 6,000 C., pero cuando se encienden están “al rojo vivo”; emiten calor y luz y la luz es roja. Si pudiéramos elevar la temperatura a 6,000 C. se convertirían en “candentes” y emitirían una luz muy parecida a la del sol. Del mismo modo, un incendio es una región de gases a una temperatura lo suficientemente alta como para generar calor y luz.
Entonces la pregunta no es tanto por qué hay calor y luz, sino de dónde proviene la energía para mantener la temperatura de la superficie del sol a 6,000 grados.
Fuego
Para un científico que vive en el siglo XVIII o XIX, antes de los aparatos eléctricos, el enfoque más probable para comprender la energía del sol sería hacer la analogía con un incendio. Cuando algo arde (por ejemplo, madera o carbono) hay una reacción química entre el material y el oxígeno en el aire. Sin saber cuáles son los químicos en el sol, uno podría suponer que hay alguna reacción química que produce calor y mantiene el sol caliente. El problema es, ¿cuánto tiempo pasaría antes de que los productos químicos en llamas se agoten y el fuego se apague, al igual que los troncos que se queman en una chimenea se convertirán en cenizas en unas pocas horas?
Energía gravitacional
Alrededor de 1850, el físico Hermann von Helmholtz propuso que la fuente de energía del sol podría ser la gravitación, es decir, la fuerza gravitacional universal que cada pieza del sol ejerce sobre cualquier otra pieza. Podemos ver que la gravedad puede producir energía con solo pensar en liberar un objeto, digamos una pelota de béisbol, y dejarlo caer al suelo. Se produce energía de movimiento (energía cinética), ya que la bola acelera hacia abajo. Si pensamos en el sol como una enorme esfera de gases, cada átomo en el gas siente una atracción neta hacia el centro de la esfera, por lo que todos los átomos tienen una tendencia a “caer” hacia el centro. A medida que esto sucede, colisionan con otros átomos, por lo que su movimiento es enérgico, pero aleatorio. El movimiento aleatorio rápido de los átomos en un gas significa temperaturas más altas.
Dada la velocidad conocida a la que el sol produce energía, Helmholtz pudo estimar cuánto tiempo el sol, dada su masa, podría continuar produciendo energía de esta manera. Su conclusión fue de unos 20 millones de años, mucho más larga que la estimación basada en la quema química, y más cercana a las estimaciones en ese momento de la edad de la Tierra.
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Miles de millones de años
Sin embargo, millones de años no son lo suficientemente largos. El mejor valor hoy para la edad del sistema solar, el sol y los planetas, es de 4.600 millones de años. Sabemos por datación radiactiva que hay rocas que se solidificaron hace unos 4 mil millones de años, y que los primeros microorganismos existieron hace unos 3,5 mil millones de años. Entonces, la gravitación no puede ser la explicación de dónde obtiene su energía el sol.
Reacciones nucleares
Las cosas finalmente se unieron a principios del siglo XX con el descubrimiento del núcleo atómico (1911), la exploración de las reacciones nucleares (la década de 1920) y la teoría de la relatividad de Einstein (1905). En una reacción nuclear típica, varias partículas subatómicas se unen, interactúan y emergen varias partículas (posiblemente diferentes). Hay una serie de reacciones en el sol, pero el resultado neto es la siguiente combinación de partículas: 
Quema de hidrógeno
El lado izquierdo de esta reacción muestra cuatro protones y cuatro electrones, básicamente cuatro átomos de hidrógeno. El hidrógeno es el punto de partida natural, ya que la mayor parte de la materia en el sol (y también las estrellas) es gas hidrógeno. El hidrógeno es el elemento más simple, por lo que es razonable esperar que en un estado primitivo gran parte del universo sea hidrógeno. El punto final es el helio, conocido por ser el segundo elemento más abundante en el sol. A menudo se le conoce como “quema de hidrógeno” a helio, y el hidrógeno a menudo se llama “combustible”, pero uno debe entender que la reacción no se quema en el sentido de una reacción química entre un combustible, como el carbón o la madera, y oxígeno. Es una reacción nuclear.
Masa convertida en energía
La energía se genera cuando se produce esta reacción porque la masa total de las partículas en el lado derecho es menor que la del lado izquierdo. No es solo que haya menos electrones a la derecha. La diferencia más importante es que la masa del núcleo de helio (42He) es sustancialmente menor que la masa total de los cuatro protones de la izquierda. Este es un ejemplo de energía de unión : el 42He consta de dos protones y dos neutrones, pero su masa es menor que la masa total de dos protones y dos neutrones.
Dado que la masa en el lado izquierdo es mayor que la del lado derecho, terminamos con la energía producida cuando ocurre la reacción, una energía igual a la diferencia de masa multiplicada por c2. Esta energía tiene dos formas: energía de movimiento de las partículas en el sol y rayos gamma.
El ciclo protón-protón
La ecuación (1) es en realidad el producto neto de una serie de reacciones más fundamentales. Esta serie es algo complicada, por lo que se analiza en un enlace separado, que está disponible para su lectura. El contenido del enlace no es una parte obligatoria de este sitio. El proceso de Equ. (1) se llama ciclo protón-protón , ya que comienza con la interacción de dos protones.
La acumulación de núcleos pequeños a grandes se llama fusión , y la secuencia que tiene lugar en el sol es similar (pero no idéntica) a las reacciones de fusión que se estudian como una posible fuente de energía eléctrica en la tierra.
La energía de unión de la partícula alfa.
¿Por qué la naturaleza (el sol y las estrellas) se toma tantas molestias para crear 42He’s? La respuesta es que entre los diversos núcleos pequeños que están involucrados en el ciclo protón-protón, el 42He es el más fuertemente unido. Su energía de unión es relativamente muy grande, y eso significa que si la naturaleza crea un 42He, se libera una gran cantidad de energía. Se libera algo de energía en cada parte del ciclo, pero la mayoría se libera en el último paso, donde se crea 42He.
Colapso gravitacional
El modelo que tenemos para el origen del sol es una nube de gas de hidrógeno que comienza a colapsar bajo su propia autogravitación (como en el pensamiento de Helmholtz) y comienza a calentarse. Aunque este no puede ser el mecanismo para que el sol genere energía durante miles de millones de años, puede ser un mecanismo de activación o ignición: inicia las reacciones nucleares. (Recordará que las reacciones nucleares solo pueden ocurrir si las partículas nucleares se mueven a altas velocidades).
Un plasma caliente
Por lo tanto, la nube se colapsa y, a alta temperatura, el gas se convierte en plasma. Los átomos de hidrógeno se separan en protones y electrones, y estas partículas se mueven al azar. La temperatura es más alta en el centro de la nube, y allí los protones se mueven con tanta energía que la reacción en Equ. (4) comienza a ocurrir y comienza el ciclo protón-protón.
Equilibrio
Estos procesos continúan en el centro de la nube, elevando la temperatura a alrededor de 10,000,000 de grados. A esta temperatura, el sol alcanza un equilibrio, donde la presión externa de estos gases “ardientes” equilibra la fuerza gravitacional que empuja la materia hacia adentro. La energía producida en el centro trabaja continuamente hacia afuera, manteniendo caliente todo el sol. Las regiones externas son mucho más frías que el centro, pero son lo suficientemente calientes como para que la energía se irradie al espacio, en forma de calor y luz que baña la tierra.
La vida del sol
El sol puede permanecer en este estado equilibrado por un total de aproximadamente 10 mil millones de años. Dada la edad del sol de unos 4.600 millones de años, se puede suponer que nos quedan aproximadamente 5.000 millones de años. Eventualmente, la mayor parte del hidrógeno en el centro se agotará y el sol entrará en una fase de muerte.
Inconsistencia entre la edad del sol y la edad de la tierra
Pero los geólogos del siglo XIX creían que la edad de la tierra era de 100 millones de años o más. Estos cálculos fueron aproximados, pero se basaron en suposiciones razonables sobre cómo se deposita la sal en el mar y cómo se deposita el sedimento marino en lo que ahora son los continentes. (Por ejemplo, si suponemos que toda la sal en los océanos llegó allí al ser depositada por los ríos, y podemos medir la tasa actual de deposición por los ríos, entonces podemos calcular el número de años que tomaría alcanzar los niveles de sal encontrado en los océanos hoy.)
Como la tierra orbita alrededor del sol, es difícil imaginar cómo la tierra podría ser más antigua que el sol. Por lo tanto, el modelo del sol como fuego químico no era sostenible.
Las estrellas
El ciclo protón-protón alimenta no solo al sol, sino a la mayoría de las estrellas en el rango de masas medio a pequeño. Las estrellas más grandes que el sol producen energía a través de un conjunto de reacciones más complicado, pero el efecto neto también es el de Equ. (1), hidrógeno que se convierte en helio.
