¿De qué está hecho el Sol?

Casi todo es el elemento más simple que existe

Si pudieras separar el Sol en sus ingredientes y pesarlos, por cada 100 kilos de Sol tendrías unos 71,5 kilos de hidrógeno, 27 kilos de helio y apenas 1,4 kilos de todo lo demás junto: oxígeno, carbono, hierro, neón, nitrógeno, silicio y el resto de la tabla periódica.^[1] Son los valores más precisos disponibles, publicados en 2009 por un equipo liderado por Martin Asplund a partir de modelos tridimensionales de la atmósfera solar y de las líneas de absorción que cada elemento deja en el espectro de luz del Sol.

Esa cifra de 1,4 % para los elementos pesados —que en astronomía se llaman, un poco exageradamente, “metales”— es más baja que la que se usaba antes: compilaciones clásicas de los años 80 hablaban de un 2 % o más. El propio equipo de Asplund lo señala así: la metalicidad solar “ya no es el 22 [por mil] canónico recomendado por Anders y Grevesse en 1989, sino un 1,4 [por mil] sustancialmente menor”.^[1] La revisión a la baja importa porque esos números alimentan los modelos de cómo se forman las estrellas y los planetas.

La diferencia entre las dos columnas no es ruido de medición: en 4600 millones de años, una fracción del helio —más pesado que el hidrógeno— se fue hundiendo despacio hacia el centro del Sol por efecto de la gravedad, un proceso llamado difusión gravitacional. Por eso la capa visible, la fotosfera, tiene hoy un poquito menos helio que el Sol completo.^[1]

Nada de esto es fuego. El fuego, en el sentido químico, es combustión: oxígeno reaccionando con un combustible y liberando calor y luz. En el núcleo del Sol no hay oxígeno libre disponible para eso, y la temperatura (unos 15 millones de grados) y la presión son tan altas que los núcleos de hidrógeno chocan con fuerza suficiente para fusionarse y formar helio, liberando energía en el proceso.^[1] Es fusión nuclear, el mismo mecanismo —a enorme escala y con enorme control gravitacional, no con una bomba— que las centrales de fusión experimentales intentan replicar en la Tierra.

El camino más común que sigue esa fusión en el Sol se llama cadena protón-protón: hacen falta varios pasos intermedios (un protón se convierte en neutrón, se liberan positrones y neutrinos) hasta que cuatro núcleos de hidrógeno terminan convertidos en uno de helio. El núcleo de helio resultante pesa un poquito menos que la suma de los cuatro hidrógenos que le dieron origen, y esa masa que “falta” se convierte en energía según la relación de Einstein, E=mc². Es una diferencia de masa minúscula por cada reacción individual, pero el Sol hace esa conversión una cantidad de veces tan enorme, segundo a segundo, que así sostiene toda la luz y el calor que llegan hasta la Tierra.

Cómo lo sabemos

Nadie trajo una muestra del Sol a un laboratorio. Lo que se mide es la luz: cuando la luz del Sol pasa por las capas más frías de su propia atmósfera, cada elemento absorbe longitudes de onda específicas y deja una línea oscura en el espectro, como una huella digital. Esas líneas se conocen desde 1814, cuando Joseph von Fraunhofer las catalogó por primera vez, pero durante más de un siglo nadie supo traducir su intensidad en una cantidad real de cada elemento.^[2]

El paso decisivo lo dio Cecilia Payne en 1925, en su tesis doctoral en Harvard.^[3] Usó las ecuaciones de ionización que el físico indio Meghnad Saha había publicado pocos años antes, que predicen qué fracción de los átomos de un elemento está ionizada o excitada a una temperatura dada. Aplicándolas a las líneas de hidrógeno de la serie de Balmer, Payne entendió que a los 5700 grados de la atmósfera solar solo uno de cada 200 millones de átomos de hidrógeno está en el estado excitado que produce esas líneas: la mayoría del hidrógeno es invisible para ese método si no se corrige por este efecto.^[3] Al corregirlo, la cantidad de hidrógeno que hacía falta para explicar la intensidad de las líneas resultaba enorme, muchísimo mayor que la de cualquier otro elemento.

El resultado le pareció extremo al astrónomo Henry Norris Russell, que entonces dominaba la astrofísica estelar en Estados Unidos, y Payne terminó agregando en su tesis que la abundancia de hidrógeno “casi seguramente no era real”. Russell pasó los cuatro años siguientes revisando el problema con sus propios datos y en 1929 publicó una tabla con una estimación independiente: unas 60 partes de hidrógeno por cada 2 de helio, 2 de oxígeno y 1 de vapores metálicos, por volumen, en la atmósfera solar.^[2] Concluyó que la atmósfera del Sol “realmente consiste sobre todo en hidrógeno”, confirmando lo que Payne había calculado cuatro años antes. Desde entonces, el método se refinó con espectros de mayor resolución, modelos de la atmósfera solar en tres dimensiones y correcciones por desviaciones del equilibrio termodinámico, hasta llegar a los valores de Asplund de 2009.

Un número que todavía se discute

Los valores de Asplund y su equipo no son el final de la historia. El mismo paper que fija el 1,4 % de elementos pesados señala un problema sin resolver: esos valores, calculados a partir del espectro, chocan con lo que exige la heliosismología —el estudio de cómo vibra y “suena” el Sol por dentro— para que los modelos del interior solar funcionen.^[1] Con la composición química “nueva” y más baja en metales, los modelos predicen una velocidad del sonido en el interior solar distinta de la que en realidad se mide, algo que con las composiciones más antiguas, de mayor metalicidad, no pasaba. El desajuste se conoce entre los astrofísicos como el “problema de la abundancia solar” y, más de una década después, sigue sin una solución que convenza a todos: los números de esta página son los mejor medidos, no los definitivos.