La luz del Sol tarda poco más de ocho minutos en atravesar el espacio que separa al Sol de la Tierra. Sin embargo, la energía que transporta puede haber pasado unos 170.000 años avanzando desde el núcleo solar.

El contraste deja de parecer imposible cuando se divide el recorrido en dos ambientes. El espacio es transparente, así que la luz puede seguir una trayectoria casi recta. El interior del Sol, en cambio, es un plasma denso donde la energía radiante se dispersa, se absorbe y vuelve a emitirse tantas veces que su avance se parece a un paseo aleatorio.

La cifra de 170.000 años suele explicarse diciendo que un fotón antiguo rebota hasta llegar a la superficie. Es una imagen útil, pero seguir el recorrido de la energía resulta más preciso que imaginar un único fotón nacido en el núcleo y recibido mucho después en la Tierra.

La fusión pone en marcha el flujo de energía

El núcleo del Sol se encuentra a unos 15 millones de grados Celsius. A esa temperatura y bajo una presión inmensa, una serie de reacciones nucleares fusiona hidrógeno para formar helio. Una pequeña diferencia de masa se libera en forma de energía.

Parte de esa energía sale como neutrinos, partículas que interactúan tan poco con la materia que la mayoría atraviesa el Sol en cuestión de segundos. El resto ayuda a mantener el plasma caliente y el campo de radiación dentro de la estrella. La radiación asociada con el núcleo comienza con energías muy altas, pero no puede volar directamente hasta la superficie.

La guía de la NASA sobre el interior del Sol lo divide en núcleo, zona radiativa y zona convectiva. La agencia calcula que la energía transportada por radiación tarda alrededor de 170.000 años en pasar del núcleo a la parte superior de la zona radiativa.

Se trata de una estimación producida por modelos, no de un trayecto que se haya cronometrado directamente.

La zona radiativa produce la gran demora

Entre una interacción y la siguiente, la luz continúa moviéndose a la velocidad de la luz. La demora aparece porque esos intervalos son extremadamente cortos y no apuntan siempre hacia afuera.

La zona radiativa se extiende desde el exterior del núcleo hasta aproximadamente el 70% del radio solar. La materia es tan densa allí que la radiación interactúa repetidamente con electrones e iones. Después de cada interacción, la energía puede dirigirse hacia afuera, hacia un costado o de nuevo hacia el centro. Existe un flujo neto hacia las capas más frías, pero no una ruta ordenada.

Este es el problema del paseo aleatorio. Una persona que da pasos iguales en direcciones elegidas al azar recorre mucha más distancia que la línea recta entre el punto de partida y el de llegada. Además, el número de pasos necesarios aumenta aproximadamente con el cuadrado de la distancia. Duplicar la distancia objetivo puede exigir cerca de cuatro veces más pasos aleatorios.

En un artículo publicado en 1992 en The Astrophysical Journal, los astrofísicos Robert Mitalas y Kimberly Sills calcularon el tiempo de difusión usando longitudes de paso tomadas de un modelo del Sol actual. La longitud media de cada paso era de apenas 0,090 centímetros. El resultado fue una escala temporal de 1,7 por 100.000 años.

De ese cálculo procede la conocida cifra de 170.000 años.

No es el mismo fotón durante todo el recorrido

A menudo se dice que un fotón «rebota» desde el núcleo hasta la superficie. La comparación ayuda a visualizar el proceso, pero también puede crear una impresión equivocada.

En las profundidades del Sol, los fotones pueden dispersarse, ser absorbidos y volver a emitirse. La energía pasa entre la radiación y el plasma, y su distribución cambia a medida que entra en capas más frías. Por eso resulta engañoso imaginar un solo fotón de rayos gamma que conserva su identidad durante 170.000 años y finalmente sale convertido en luz amarilla.

Una explicación de OpenStax sobre el transporte de energía en el interior solar ofrece un intervalo más amplio, de 100.000 a un millón de años desde el centro hasta la superficie. Esa amplitud recuerda que la respuesta depende del modelo solar, de las interacciones incluidas y del punto exacto donde se detenga el cálculo.

La estimación de 170.000 años describe específicamente la difusión radiativa hasta la parte superior de la zona radiativa. No debe leerse como la edad de un fotón individual que llega hoy a la Tierra.

Los neutrinos permiten una comparación reveladora. También nacen durante las reacciones de fusión, pero casi no interactúan con la materia. La mayoría sale del Sol en pocos segundos y luego necesita aproximadamente los mismos ocho minutos que la luz para llegar a la Tierra. Los instrumentos que detectan neutrinos solares reciben así una señal mucho más inmediata de las reacciones nucleares que los telescopios que observan la luz visible.

Esta diferencia es una de las razones por las que medir neutrinos solares ha sido tan importante para la física. La superficie visible muestra cómo emerge la energía después de haber sido procesada por la estrella. Los neutrinos aportan evidencia de que la fusión está ocurriendo ahora mismo en el núcleo, con apenas su breve tiempo de escape y el viaje a la velocidad de la luz por el espacio.

El plasma en movimiento toma el relevo cerca del exterior

A alrededor del 70% del radio solar, la radiación se vuelve menos eficaz para transportar energía. La parte exterior del interior del Sol es la zona convectiva, una capa de unos 200.000 kilómetros de profundidad.

El plasma caliente asciende, lleva energía hacia regiones más frías y vuelve a descender. El movimiento suele compararse con agua hirviendo. El plasma solar es muy distinto del agua en una olla, pero la analogía captura el cambio esencial: la energía ahora viaja principalmente con el movimiento de la materia y no mediante la difusión de radiación.

Por último, la energía llega a la fotosfera, la capa visible que solemos llamar superficie solar. La densidad es suficientemente baja allí para que los fotones escapen sin chocar de inmediato con otra partícula. La mayor parte de la radiación que sale de la fotosfera es visible o infrarroja, acompañada por una proporción menor de ultravioleta.

La fotosfera no es una corteza sólida. Es la profundidad de la atmósfera solar desde la cual los fotones visibles tienen buenas probabilidades de escapar. Por debajo, las interacciones repetidas mantienen la radiación acoplada a la materia. Por encima, el gas es lo bastante transparente para que los fotones continúen hacia el exterior.

El fotón visible que abandona la fotosfera es nuevo. El flujo de energía que lo hizo posible es antiguo.

El último tramo dura unos 499 segundos

La Tierra se encuentra a una distancia media de unos 149,6 millones de kilómetros del Sol. La luz viaja por el vacío a 299.792 kilómetros por segundo. Al dividir la distancia por la velocidad se obtienen unos 499 segundos, equivalentes a 8 minutos y 19 segundos.

La cifra exacta varía a lo largo del año porque la órbita terrestre no es un círculo perfecto. La misión SOHO, al responder el mismo cálculo, redondea la distancia a 150 millones de kilómetros y el tiempo a unos 500 segundos.

Nada en el espacio interplanetario genera una demora remotamente parecida a la del interior solar. El espacio no está completamente vacío, pero es lo bastante transparente para que un rayo de luz dirigido hacia la Tierra viaje en una línea prácticamente recta.

La travesía de ocho minutos es solo la etapa final. Casi toda la espera ocurrió antes de que se emitiera la luz que vemos.

No podemos relacionar un fotón detectado en la Tierra con una reacción de fusión concreta en el núcleo. Lo que los modelos sí pueden ofrecer es una escala temporal para el movimiento de la energía a través de una estrella, seguida de una distancia que la luz recorre mediante una sencilla operación aritmética.