Qué ocurre dentro del Sol

Si el Sol fuera una hoguera, se habría consumido hace mucho: la combustión química libera muy poca energía por gramo, y un combustible del tamaño del Sol se agotaría en miles de años. Pero el Sol tiene unos 4,6 mil millones de años y ha recorrido aproximadamente la mitad de su camino.

Aquí funciona otra cosa. El peso de las capas exteriores comprime el centro hasta que la materia allí es unas 150 veces más densa que el agua, y la temperatura alcanza unos 15 millones de grados. En varios pasos, los núcleos de hidrógeno se combinan para formar un núcleo de helio, ligeramente más ligero que la suma de los originales. La diferencia se convierte en luz: unos cuatro millones de toneladas por segundo dejan de ser materia.

Ocurre despacio. Los protones tienen la misma carga y se repelen, y ni siquiera 15 millones de grados bastan para hacer que choquen directamente: la fusión ocurre mediante la tunelización cuántica, es decir, por una rara casualidad. En promedio, un protón espera miles de millones de años hasta que se produce su reacción. Por eso el Sol no estalla de golpe, sino que brilla de forma constante.

Un metro cúbico del núcleo solar libera, en promedio, unos 276 vatios, aproximadamente del mismo orden de magnitud que una pila de compost. El Sol deslumbra no por la potencia en un punto, sino por su tamaño: contiene tantos metros cúbicos de ese tipo que, juntos, forman una estrella.

Después, la energía tiene que salir. El núcleo ocupa aproximadamente una cuarta parte del radio; por encima está la zona radiativa, que llega hasta el 70 % del radio, y el tercio exterior es convectivo. Por el camino, la temperatura cae casi 3000 veces.

Las capas están dispuestas así por una razón. Mientras la materia es transparente, la radiación transporta el calor. Cerca de la superficie, el gas se enfría y se vuelve opaco, de modo que la radiación no puede atravesarlo; entonces se mueve el propio gas: el caliente asciende y el enfriado se hunde. Desde fuera, esto se ve como un patrón granuloso: cada «gránulo» mide unos mil kilómetros de diámetro y dura unos diez minutos.

Un cuanto gamma procedente del núcleo se absorbe y vuelve a emitirse casi de inmediato, miles de millones de veces, cada vez en una dirección aleatoria. Las estimaciones del tiempo que tarda la energía en llegar a la superficie varían: de miles a cientos de miles de años. Los 150 millones de kilómetros restantes hasta la Tierra, la luz los recorre en 8 minutos y 20 segundos.

Nadie ha mirado dentro, pero hay dos vías indirectas. Los neutrinos nacen en las mismas reacciones y apenas interactúan con nada: abandonan el núcleo en un par de segundos y llegan a los detectores de la Tierra, un informe directo desde el centro. Además, el Sol también emite sonidos: su superficie oscila, y el conjunto de frecuencias permite reconstruir la densidad y la velocidad del sonido a distintas profundidades.