En el próximo paso, esta partícula integra un tercer protón y resulta un núcleo de helio con un neutrón que tiene el número másico 3. En un último paso, que puede realizarse de diferentes maneras, se forma un núcleo de helio con dos neutrones.
Los dos protones y los dos neutrones en el núcleo resultantes tienen, cada uno, menos energía que cada uno de los protones libres que formaban el punto de partida. Como la energía nunca desaparece, la energía restante tiene que mantener las partículas involucradas en la transformación de hidrógeno en helio. Parte de esta energía excedente procede de las partículas que interactúan en forma de fotones, es decir, radiación. El proceso integral cuando el hidrógeno se transforma en helio se llama fusión. Entonces, mientras fusionan, los átomos de hidrógeno emiten radiación. Como la fusión tiene lugar en el interior del Sol, donde la temperatura es suficientemente alta, esta energía en forma de radiación tiene que ser transportada hacia fuera hasta llegar finalmente a la superficie del Sol.
Los fotones muy energéticos que son liberados durante los procesos de fusión en el interior del Sol se llaman partículas gamma. A las partículas gamma les espera un largo viaje a través de gases ardiendo y campos de gravitación muy fuerte. La energía que se libera del primer fotón durante la fusión necesita hasta 100.000 años para llegar a la superficie del Sol.
La luz del Sol se forma cuando se calientan los gases en su superficie
La luz del Sol, que es la base de la energía en nuestros alimentos, se forma cuando, desde los espacios centrales del Sol, la energía de la fusión llega gradualmente en forma de energéticos fotones a los gases de la superficie del Sol. Entonces, estos gases se calientan hasta 6.000 grados, suministrándose a los electrones suficiente energía para que sus posiciones en relación con los núcleos cambien.
Cuando se produce un exceso de energía, como en el caso del Sol, los electrones pueden absorber parte de este exceso de energía. El proceso se llama excitación y los electrones con mayor energía que en el estado fundamental se denominan excitados. Normalmente, solo permanecen en el estado excitado por un tiempo muy breve y después emiten nuevos fotones, luz, volviendo a su estado fundamental. Una parte de los fotones formados de esta manera llegará a la Tierra en ocho minutos.
En relación con las diferentes capas en que se alojen, los electrones contendrán diferentes cantidades de energía
El electrón tiene más energía cuanto más alejado del núcleo positivo se encuentra.
Dado que son negativos, los electrones son atraídos por los protones, que son positivos. Para crear una distancia entre un determinado electrón y los protones en el núcleo, hay que realizar un desplazamiento (teórico) del electrón hacia fuera del núcleo. Este desplazamiento se realiza contra una fuerza atractiva y por eso demanda energía.
La energía invertida en el desplazamiento se puede imaginar como si estuviese almacenada en el electrón. Cuanto más lejos del núcleo se encuentra el electrón, más energía representa.
Cuando los electrones vuelven a su estado fundamental, se emite radiación
Los electrones excitados al poco tiempo se desplazan hacia una capa inferior y vuelven a su posición original, porque hay una tendencia general hacia la energía más baja posible. Pero para poder descender, los electrones tienen que liberarse del exceso de energía, lo que se realiza emitiendo radiación.
Una parte de esta radiación sale de la superficie del Sol y se propaga hacia el espacio. Un porcentaje muy pequeño de la radiación llega poco a poco a la Tierra.
Los gases de la superficie del Sol son expuestos a fuerzas gravitacionales muy fuertes con la consecuencia de que los átomos y moléculas se encuentran muy cerca los unos de los otros, así que sus electrones interactúan en varias formas. Cuando los electrones llegan de capas superiores influyen en los electrones de átomos cercanos. Muchas de estas interacciones provocan pérdidas de energía en forma de radiación que se emite, lo que da como resultado una cantidad casi ilimitada de paquetes de energía (fotones) de diferentes magnitudes.
La radiación de energías distintas produce diferentes longitudes
La luz y otras radiaciones son ondas y la distancia entre dos crestas se llama longitud de onda. Cada color, y hasta cada matiz de color, tiene su única longitud de onda. El color que tiene un rayo de luz entonces depende de su longitud. Por otra parte, la longitud depende de la cantidad de energía que contiene el fotón. Entonces, la energía de un fotón define la longitud de onda y como consecuencia el color de la luz. Al incrementarse la energía, disminuye la longitud. Cuantos más movimientos hacia arriba y hacia abajo ejecute la onda atravesando una distancia determinada, más energía tiene esta onda.
La radiación del Sol proporciona un espectro continuo
Los fotones que salen de la superficie del Sol tienen energías tan diferentes que en principio representan todos los colores. Esta exposición de todos los colores del arco del Sol se llama un espectro dentro del campo de longitudes de onda visibles.
Como la energía de un fotón que es mayor para las longitudes de onda más cortas, la luz roja, por ejemplo, tiene menos energía que la luz verde.
Encontramos diferencias aún más grandes en los campos del espectro del Sol que se encuentran fuera de lo visible. La radiación ultravioleta (UV) se encuentra en longitudes de onda más cortas que la violeta. Los rayos X tiene longitudes de onda aún más cortas que los UV, por lo que almacenan aún más energía.
También hay longitudes de onda al otro lado de la “ventana” visible, es decir, donde la energía es más baja, por ejemplo, en la radiación infrarroja, IR, que tiene longitudes de onda más largas que la luz visible. Entonces no podemos ver la radiación IR, pero nuestra piel puede sentirla, lo que pasa cuando sentimos el calor radiante a unos centímetros de distancia de una superficie caliente, como un muro expuesto al sol después de un día muy soleado.
El Sol emite radiación en todos estos campos del espectro, tanto visible como invisible.
El paso final en la combustión completa de hidrocarbonos y grasa es la formación de agua y dióxido de carbono
Los hidrocarbonos y la grasa son formas diferentes de moléculas dominadas por el carbono y el hidrógeno. Además, hay cierta cantidad de oxígeno, sobre todo en los hidrocarbonos. Cuando comemos carbohidratos y grasa, la mayor parte de estos serán utilizados para extraer energía. Liberamos la energía almacenada en los carbohidratos y la grasa a través del proceso de separar paso a paso los átomos de carbono de sus hidrógenos y de sus vecinos, otros carbonos. Finalmente, tanto los carbohidratos como las grasas se transforman en agua y dióxido de carbono, compuestos a partir de los que originalmente se habían creado. Mientras tanto, hemos utilizado la energía que las plantas habían obtenido de la luz solar para ejecutar nuestros movimientos, pensamiento y reproducción y, a su vez, para luchar contra las enfermedades; el resultado final ha sido un incremento en el movimiento molecular, o sea, calor que redunda en radiación IR.
Las leyes físicas dicen que la energía no puede ser destruida, solo transformada. Devolvemos a la atmósfera las materias primas, agua (en forma de vapor) y dióxido de carbono en cada respiración. Sin embargo, los fotones del Sol no se devuelven. Solo en casos