TEMPERATURA DEL SOL

Hagamos una estimación de la temperatura que debe reinar en el núcleo del Sol para que se pueda producir la reacción de fusión. Realicemos una aproximación simple suponiendo para ello que los dos protones deben acercarse a distancias en las cuales empiecen a actuar las fuerzas nucleares de atracción. Según modelos atómicos simples, estas distancias deben ser del orden de los 2·10^-15 m o menores. La energía potencial de repulsión de dos protones a estas distancias valdría:
 

Esta sería ser la energía cinética mínima que deberían poseer los protones en el plasma que forma el núcleo del Sol. Si aplicamos los resultados de la teoría cinética clásica, la energía cinética media de los protones no dependerá de la presión, ni del volumen o del tipo de partículas, sino sólo de la temperatura y tendría el valor , donde k=1,38·10^-23 J K^-1 es la constante de Boltzmann, y T sería la temperatura absoluta del Sol. En consecuencia, dicha temperatura nos resulta ser de un valor
 

La temperatura obtenida es la que debería existir en el núcleo del Sol donde se producen la reacción de fusión. Sin embargo, el Sol tiene diversas zonas, más exteriores al núcleo, con temperaturas mucho más bajas. Así, la superficie del sol es la parte que, vista desde la Tierra, nos hace suponer que es la que produce la radiación solar, y por eso se denomina fotosfera.

El análisis de la luz emitida por el Sol refleja que el máximo de energía radiante está situado en una longitud de onda l_m = 500 nm (1 nm = 10^-9 m ). Suponiendo que el Sol se comporta como un cuerpo negro, se puede aplicar la ley de Wien y deducir la temperatura de su capa exterior. La ley de Wien establece que l_m·T = 2,898·10^-3 m·K , por lo que podemos estimar la temperatura de la fotosfera en: