La luz del Sol necesita sólo un poco más de ocho minutos para cruzar el espacio entre el Sol y la Tierra. Es posible que la energía detrás de esto ya haya pasado alrededor de 170.000 años saliendo del núcleo del Sol.
Ese contraste suena imposible hasta que el recorrido se divide en dos entornos. El espacio es transparente, por lo que la luz puede seguir un camino casi recto. El interior solar es un plasma denso, donde la energía radiante se dispersa, se absorbe y se emite nuevamente con tanta frecuencia que su progreso se asemeja a un paseo aleatorio.
Ya me había topado antes con la cifra de 170.000 años. Lo que se me había escapado era que seguir la energía es más preciso que imaginar un fotón antiguo llegando finalmente a la mesa del desayuno.
La fusión inicia el flujo de energía.
El núcleo del Sol tiene aproximadamente 15 millones de grados Celsius. A esa temperatura y bajo una presión inmensa, una serie de reacciones nucleares fusionan el hidrógeno en helio. Una pequeña diferencia de masa se libera como energía.
Parte de la energía sale en neutrinos, partículas que interactúan tan débilmente con la materia que la mayoría pasa a través del Sol en 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 simplemente volar hacia la superficie.
La guía de la NASA sobre el interior del Sol lo divide en núcleo, zona radiativa y zona de convección. La NASA calcula un tiempo de viaje de unos 170.000 años para que la energía transportada por la radiación se desplace desde el núcleo hasta la parte superior de la zona de convección.
Se trata de una estimación modelo, no de un viaje cronometrado directamente.
La zona radiativa crea el retraso.
La luz todavía se mueve a la velocidad de la luz entre interacciones. El gran retraso se debe a lo cortos y sin dirección que son esos intervalos.
La zona radiativa se extiende desde fuera del núcleo hasta aproximadamente el 70 por ciento del radio del Sol. La materia allí es tan densa que la radiación interactúa repetidamente con electrones e iones. Después de una interacción, la energía puede enviarse hacia afuera, hacia los lados o de regreso al centro. Hay un flujo neto de salida hacia capas más frías, pero no una ruta ordenada.
Éste es el problema del paseo aleatorio. Una persona que da pasos iguales en direcciones aleatorias cubrirá mucho más terreno que la distancia en línea recta entre el inicio y el final. Más importante aún, el número de pasos necesarios aumenta aproximadamente con el cuadrado de la distancia. Duplicar la distancia objetivo puede requerir aproximadamente cuatro veces más pasos aleatorios.
En un artículo de 1992 en The Astrophysical Journal, los astrofísicos Robert Mitalas y Kimberly Sills calcularon el tiempo de difusión utilizando longitudes de paso tomadas de un modelo del Sol actual. La longitud media de sus pasos era de sólo 0,090 centímetros. La escala de tiempo resultante fue 1,7 veces 100.000 años.
Ese cálculo es la fuente de la conocida cifra de 170.000 años.
El mismo fotón no sobrevive a todo el recorrido.
Las descripciones suelen decir que un fotón “rebota” desde el núcleo a la superficie. Es una imagen útil, pero puede dar una impresión equivocada.
En lo profundo del Sol, los fotones pueden dispersarse, absorberse y volverse a emitir. La energía pasa entre la radiación y el plasma y su distribución cambia a medida que ingresa a capas más frías. Por lo tanto, es engañoso imaginar que un solo fotón de rayos gamma conserve su identidad durante 170.000 años antes de emerger como luz solar amarilla.
Una explicación de OpenStax sobre el transporte de energía en el interior solar ofrece un rango más amplio de 100.000 a 1 millón de años desde el centro hasta la superficie. Ese rango es un recordatorio útil de que la respuesta depende del modelo solar, las interacciones incluidas y exactamente dónde se detiene el reloj.
La estimación de 170.000 años describe específicamente la difusión radiativa hasta la parte superior de la zona de convección. No debe leerse como un certificado de nacimiento de un fotón individual que llega hoy a la Tierra.
Hay una comparación útil escondida en el núcleo. Durante las reacciones de fusión también se producen neutrinos, pero apenas interactúan con la materia. La mayoría abandona el Sol en unos pocos segundos y luego necesita aproximadamente los mismos ocho minutos que la luz para cruzar a la Tierra. Por lo tanto, los instrumentos que detectan neutrinos solares reciben una señal mucho más inmediata de las reacciones nucleares que los telescopios que observan la luz solar visible.
Esa diferencia es una de las razones por las que los físicos estaban tan interesados en medir los neutrinos solares. La superficie visible nos dice cómo emerge finalmente la energía después de ser procesada a través de la estrella. Los neutrinos ofrecen evidencia de que la fusión está ocurriendo ahora en el núcleo, sujeta únicamente a su corto tiempo de escape y al viaje a la velocidad de la luz a través del espacio.
El plasma en movimiento se hace cargo del exterior
Alrededor del 70 por ciento del radio solar, la radiación se convierte en un transportador menos eficaz. La parte exterior del interior es la zona de convección, una capa de aproximadamente 200.000 kilómetros de profundidad.
El plasma caliente asciende, transfiere energía a regiones más frías y vuelve a descender. El movimiento a menudo se compara con agua hirviendo. El plasma solar está muy lejos de una olla sobre una estufa, pero la analogía captura el cambio importante: ahora la energía es transportada principalmente por material en movimiento en lugar de por difusión de radiación.
Finalmente, la energía llega a la fotosfera, la capa visible comúnmente llamada superficie del Sol. La densidad allí es lo suficientemente baja como para que los fotones puedan escapar sin volver a chocar inmediatamente. La mayor parte de la radiación solar que sale de la fotosfera es visible o infrarroja, con un componente ultravioleta más pequeño.
La fotosfera no es una capa sólida. Es la profundidad de la atmósfera solar de la que los fotones visibles tienen buenas posibilidades de escapar. Debajo, interacciones repetidas mantienen la radiación acoplada a la materia. Por encima de él, el gas es lo suficientemente transparente como para que los fotones puedan continuar hacia afuera.
El fotón visible que sale de la fotosfera es nuevo. El flujo de energía detrás de esto es viejo.
El viaje final dura unos 499 segundos.
La Tierra está en promedio a unos 149,6 millones de kilómetros del Sol. La luz viaja a través del vacío a 299.792 kilómetros por segundo. Dividiendo uno por otro se obtienen aproximadamente 499 segundos, o 8 minutos y 19 segundos.
La cifra exacta varía a lo largo del año porque la órbita de la Tierra no es un círculo perfecto. La respuesta de la misión SOHO al mismo cálculo redondea la distancia a 150 millones de kilómetros y el tiempo a unos 500 segundos.
Nada en el espacio interplanetario produce un retraso remotamente comparable al del interior del Sol. El espacio no está completamente vacío, pero es lo suficientemente transparente como para que un rayo de sol ordinario dirigido hacia la Tierra viaje en una línea efectivamente recta.
Este es el detalle al que vuelvo una y otra vez cuando la luz del sol incide sobre una habitación. La travesía de ocho minutos es sólo el tramo final. Casi toda la espera ocurrió antes de que se emitiera la luz que vemos.
No podemos relacionar un fotón en la Tierra con una reacción de fusión particular en el núcleo. Lo que los modelos pueden darnos es una escala de tiempo para la energía que se mueve a través de una estrella, seguida de una distancia que la luz cruza con simple aritmética.
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