El Sol produce energía por fusión nuclear en su núcleo, donde la temperatura supera los 15 millones de kelvins. Cada fusión de cuatro protones (núcleos de hidrógeno) genera un núcleo de helio y libera energía en forma de partículas elementales, incluyendo fotones gamma. Sin embargo, estos fotones no viajan en línea recta hasta la Tierra. Comienzan un largo periplo a través del interior solar, denso y opaco, donde son constantemente absorbidos y reemitidos. Este proceso aleatorio, llamado caminata aleatoria radiactiva, toma en promedio entre 10,000 y 170,000 años para alcanzar la fotosfera.
En la zona radiactiva (≈ 0.2 a 0.7 radios solares), el plasma es tan denso que el camino libre medio de un fotón es solo de unos pocos milímetros a unos pocos centímetros. En cada interacción, pierde energía, pasando gradualmente del dominio gamma al visible e infrarrojo. El fotón, por lo tanto, no conserva su identidad: es un flujo continuo de reemisiones que preserva la energía global, pero no la partícula inicial.
Una vez que llega a la fotosfera (aproximadamente 500 km de espesor), la materia finalmente se vuelve lo suficientemente transparente para que el fotón pueda escapar. Entonces es libre de viajar en línea recta a la velocidad de la luz \(c \approx 3 \times 10^8\ \mathrm{m/s}\), sin ser obstaculizado por la materia.
La distancia promedio entre el Sol y la Tierra es de 149,597,870 km. Por lo tanto, un fotón tarda aproximadamente 8 minutos y 20 segundos en recorrer esta distancia. Este último paso, aunque rápido, solo es posible después de una odisea de decenas de miles de años dentro del Sol. Lo que vemos del Sol es, por lo tanto, información que ya es muy antigua en la escala de su producción.
Este viaje revela la extraordinaria densidad del núcleo estelar y la naturaleza cuántica de los procesos de difusión radiactiva. También nos recuerda que la luz visible es solo la punta del iceberg de la energía producida por reacciones nucleares profundas y lentas. Observar el Sol, particularmente a través de los neutrinos, nos permite probar estas escalas de tiempo invisibles.
| Fase | Duración | Distancia | Mecanismo |
|---|---|---|---|
| Núcleo → Zona radiactiva | 10,000 a 170,000 años | 0.2 a 0.7 R☉ ≈ 139,268 km a ≈ 487,438 km | Difusión radiactiva: emisión de fotones gamma provenientes de la fusión nuclear (ciclo protón-protón), seguida de un recorrido aleatorio debido a la alta opacidad del plasma Interacciones principales: absorción y reemisión por iones (notablemente Fe, H⁺, He²⁺), dispersión Compton Evolución espectral: pérdida gradual de energía de los fotones, pasando de gamma a ultravioleta |
| Zona convectiva | Unos pocos días | 0.7 a 1.0 R☉ ≈ 487,438 km a ≈ 696,340 km | Convección térmica: el plasma se vuelve térmicamente inestable, las células calientes suben y las células frías bajan Transporte por movimientos de masa: en lugar de por fotones, es la materia ionizada la que transporta la energía Velocidad promedio: ≈ 1 a 2 km/s Estructura: células convectivas granulares visibles en la superficie del Sol |
| Fotosfera → Tierra | 8 min 20 s | 1 UA ≈ 149,597,870 km | Propagación rectilínea: los fotones visibles escapan al vacío espacial sin interacción significativa Velocidad constante: \( c \approx 3 \times 10^8\ \mathrm{m/s} \) Atenuaciones: posibles perturbaciones por la atmósfera terrestre (dispersión de Rayleigh) pero no en el espacio interplanetario Espectro observado: luz blanca (≈ 5778 K), pico en el visible (ley de Planck) |
Fuentes: NASA - The Sun, ESA Helioviewer, Nature 2005 - Photon diffusion in the solar interior.
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