¿Cuál es la historia del sol?

La Historia del Sol

6. El Misterio del Sol

En los apartados anteriores, introdujimos el tamaño y la distancia del sol, la teoría geocéntrica. versus teoría heliocéntrica, patrones de alimentación, etc. La mayoría de los métodos analíticos involucrados en esas introducciones son métodos geométricos. A partir de este apartado introduciremos un nuevo tipo de medios: los medios físicos. Como veremos, se trata de un tipo de método mucho más eficaz que los métodos geométricos. Con su ayuda, los científicos rápidamente profundizaron la investigación solar. Esta transición de los medios geométricos a los medios físicos es básicamente consistente con el desarrollo de la propia astronomía. Porque históricamente, el estudio de la astronomía comenzó con el estudio de las leyes geométricas del movimiento celeste [Nota 1]. La importante rama de la llamada astrofísica, que utiliza medios físicos para estudiar la astronomía, apareció mucho más tarde (y su aparición es muy cercana). relacionados con el contenido a introducir en este apartado).

No es casualidad que la astronomía se desarrolle siguiendo una trayectoria histórica como ésta. Si se quiere realizar una investigación en profundidad sobre él, primero se debe superar una dificultad evidente: el sol está demasiado lejos de nosotros (1.500 millones de kilómetros) y hace demasiado calor (la temperatura de la superficie es suficiente para vaporizar cualquier sustancia conocida. Casi nunca nos será posible perforar, cavar un hoyo, etc.). y recolectar algunas muestras del sol como estudiamos la tierra. Esta difícil situación de la realidad ha vuelto a algunas personas profundamente pesimistas. En 1835, el filósofo francés Auguste Comte (1798-1857), fundador de la filosofía positivista, predijo una vez que los humanos nunca serían capaces de comprender la composición química del sol y las estrellas.

Afortunadamente, la predicción de Comte, como la de muchos otros filósofos que habían publicado grandes declaraciones sobre la ciencia, quedó rápidamente destrozada. Porque aunque el sol está muy lejos y hace mucho calor, envía generosamente una cosa a la tierra, y es la luz del sol. Este hecho, que a primera vista parece normal, tiene un corolario muy inusual. Con él, hay vida en nuestro planeta. Pero la luz del sol no sólo nos aporta vida, sino también información, como información sobre la composición química del sol, que Comte no conocía. De hecho, veinte años antes de la predicción de Comte, en 1814, el físico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826) inventó un nuevo instrumento llamado espectroscopio que proporciona herramientas para que las personas interpreten la información del sol.

Pero antes de presentar a Fu Langhefei, primero debemos "clasificar la antigüedad" y presentarle a dos personas mayores.

Dispersión de la Luz

El primero de estos dos predecesores es probablemente "bien conocido por todos", es Isaac Newton (1643-1727). A mediados de la década de 1760, Newton realizó muchos experimentos ópticos. En una serie de experimentos, permitió que la luz del sol entrara en una habitación desde un pequeño agujero, luego pasara a través de un prisma y finalmente se proyectara en una pantalla. Se sorprendió al descubrir que lo que apareció en la pantalla era una imagen oblonga y colorida. Aunque en su época no se sabía nada sobre la naturaleza de la luz, Newton era Newton, y era muy consciente de las importantes propiedades de la luz solar reveladas por este fenómeno (y confirmadas mediante experimentos posteriores): es decir, que la luz solar está compuesta de luz monocromática. de diferentes colores. Las imágenes en color que aparecen en la pantalla son causadas por los diferentes ángulos de desviación de la luz monocromática de diferentes colores en el prisma, que se proyectan en diferentes posiciones en la pantalla. Ahora sabemos que el fenómeno descubierto por Newton es la llamada dispersión de la luz, es decir, la luz de diferentes longitudes de onda (y por tanto de diferentes colores) tiene diferentes índices de refracción en medios dispersivos. La imagen en color que vio en la pantalla era la parte más aproximada del espectro solar (específicamente, la parte visible del espectro solar, que representa aproximadamente el 40% de la energía total de la luz solar). El principal descubrimiento de Newton puede considerarse un análisis del espectro muy primitivo. Es un paso importante para la humanidad en la exploración de la naturaleza de la luz [Nota 2].

Pero desde la perspectiva de entender el sol, hay un problema con el espectro que vio Newton, es decir, se puede obtener no solo de la luz solar, sino también de otras fuentes de luz blanca o casi blanca. , por lo que la información que nos aporta no parece ser exclusiva del sol. Entonces, ¿hay información más sutil oculta en la luz del sol, o incluso información exclusiva del sol? Dado que Newton no puede vivir para siempre, la exploración de estas cuestiones debe depender de científicos posteriores a Newton. Desafortunadamente, Newton estaba demasiado adelantado. En los siguientes cien años, por mucho que los científicos repitieran y mejoraran sus experimentos, sólo pudieron ver las mismas imágenes en color que él había visto. ¿Podría ser esta imagen la respuesta definitiva que nos da la naturaleza? Nadie lo sabe, pero los científicos no se desaniman y siguen haciendo nuevos intentos. Es precisamente gracias a tanta perseverancia y perseverancia en la comunidad científica que algún día maestros como Newton serán superados.

El arduo trabajo dio sus frutos. En 1802, el segundo año después de la llegada del siglo XIX, un químico británico finalmente vislumbró la luz antes del amanecer. ¡La diferencia es que este rayo de alba no es de color, sino negro! El químico británico que descubrió este rayo de luz es el segundo predecesor que vamos a presentar. Fue médico y luego se dedicó a la ciencia. Su nombre es William Wollaston (1766-1828).

En 1802, Wollaston repitió y mejoró los experimentos de Newton. Utilizó un prisma de muy buena calidad y reemplazó el pequeño agujero de Newton con una rendija muy delgada. Como resultado, descubrió un detalle que nadie más había descubierto: en el espectro de colores familiar, hay varias rendijas muy delgadas. ¿Cuáles son esas líneas ocultas? Wollaston supuso que la mayoría de ellos eran líneas divisorias entre diferentes colores. Su suposición tenía sentido en ese momento, porque descubrió solo unas pocas líneas oscuras y los colores utilizados para describir el espectro eran solo siete (rojo, naranja, amarillo, verde, azul, cian y violeta). partido entre ambos. Pero lo que no esperaba era que esas líneas ocultas aparentemente discretas ya lo hubieran puesto en la punta de un enorme iceberg. Once años más tarde, cuando se revelaron más partes del iceberg a la gente, su suposición resultó contraproducente.

La persona que permitió ver más del iceberg fue Fraunhofer.

Sellos conmemorativos del bicentenario del nacimiento de Fraunhofer

Fraunhofer nació en una familia de instrumentos ópticos. Su padre y su abuelo eran artesanos del vidrio y, por parte de su madre, Los orígenes de la artesanía del vidrio. se remonta a principios del siglo XVII. Pero desgraciadamente, cuando Fraunhofer tenía 10 y 11 años, su madre y su padre murieron sucesivamente, dejando al joven huérfano en los barrios bajos de Munich. En los años siguientes, Fraunhofer se ganó la vida como aprendiz en un fabricante de lentes. En 1801, la desgracia volvió a sucederle cuando se derrumbó la "Casa Cruel" en el barrio pobre donde vivía. Afortunadamente, el joven de 14 años fue rescatado de entre los escombros y finalmente tuvo suerte entre las desgracias. La trágica experiencia de Fraunhofer despertó la simpatía de Maximiliano I (1756-1825), quien pasó por el lugar del colapso y más tarde se convirtió en rey de Baviera. Con su financiación, Fraunhofer ingresó a la escuela y diez años más tarde se convirtió en un maestro de la investigación óptica. . En 1814 Fraunhofer inventó el espectrómetro. La parte central de este instrumento sigue siendo un prisma, pero se utilizan lentes o grupos de lentes delante y detrás del prisma para hacer converger adecuadamente la luz, mejorando así en gran medida la resolución.

Con la ayuda del espectrómetro, los verdaderos secretos escondidos en el sol finalmente se revelan a las personas con mayor claridad. Al igual que Wollaston, Fraunhofer vio un hilo oculto. Pero su espectrómetro era mucho más sofisticado que el prisma de Wollaston, por lo que no vio sólo unas pocas líneas oscuras, sino cientos, y las numeró cuidadosamente. Para conmemorar la contribución de Fraunhofer, la gente llamó a esas líneas ocultas líneas Fraunhofer.

Posteriormente, con la mejora de la tecnología de los espectrómetros (como el uso de mejores prismas, lentes más precisas, el uso de rejillas, etc.) y la incorporación de la tecnología fotográfica, aumentó el número de líneas oscuras observadas en el espectro solar.

¿Pero cuáles son esas líneas ocultas? El problema que alguna vez preocupó a Wollaston también preocupó a Fraunhofer. Lo primero que dudó fue su propio instrumento: ¿Podrían esas líneas oscuras ser causadas por defectos en su propio instrumento? Investigó esta posibilidad simplemente mirando otras fuentes de luz. Si la línea oscura es causada por un defecto del instrumento, debe ser independiente de la fuente de luz y también debe aparecer en el espectro de otras fuentes de luz. Los resultados de las observaciones rechazaron rápidamente esa posibilidad: los espectros de otras fuentes de luz no tenían la misma distribución de líneas oscuras. De esta manera, Fraunhofer llegó a la conclusión de que las líneas oscuras del espectro solar son características de la propia luz solar. Porque aunque esas líneas oscuras parecen complicadas, cada una tiene una posición fija (esta es también la base para que Fraunhofer las numere), obviamente esconden algún tipo de misterio, y este misterio debe estar relacionado con el sol.

Entonces, ¿cuál es este misterio? Fraunhofer no lo sabía, ni nadie más. Esta situación es algo embarazosa, al igual que has descubierto la puerta al misterio del sol, pero no puedes encontrar la llave para abrirla. Esta situación embarazosa duró más de 40 años. Durante este período, fallecieron los "héroes" Fraunhofer y Wollaston, así como el "contraparte negativo" Comte.

Por fin ha llegado el día del descifrado. En 1859, dos alemanes lograron resultados revolucionarios en la investigación espectroscópica. Uno de estos dos alemanes era un químico llamado Robert Bunsen (1811-1899). El "mechero Bunsen" que lleva su nombre todavía se utiliza en muchos laboratorios químicos. El otro es un físico llamado Gustav Kirchhoff (1824-1887). La ley de circuitos que lleva su nombre sigue siendo una herramienta importante para resolver problemas de circuitos en la actualidad. Ambos estaban en la Universidad de Heidelberg en ese momento. Bunsen estaba estudiando los espectros emitidos por elementos químicos después de ser calentados. Había algunas líneas brillantes en esos espectros, y las posiciones de las líneas brillantes eran diferentes para diferentes elementos. Bunsen planea utilizar esta característica como un nuevo medio para identificar elementos químicos. Esta fue una idea brillante en ese momento. Sin embargo, aunque la idea era brillante, el equipo que utilizó para observar el espectro era algo anticuado, como filtros de color, con muy baja precisión. En ese momento, su amigo Kirchhoff le dio un consejo y le sugirió que utilizara un espectrómetro. Bunsen adoptó esta sugerencia. Durante el siguiente período de tiempo, Bunsen y Kirchhoff colaboraron no solo confirmaron que cada elemento químico tiene su propio espectro único, al igual que cada persona tiene su propia huella digital única, sino que también mediante investigaciones espectrales descubrieron dos nuevos elementos: el cesio y el cesio. Rubidio, muestra el gran poder de este método.

Físico alemán Kirchhoff

(1824-1887)

Durante sus investigaciones, el propio Kirchhoff también hizo otro gran avance en su vida. Un descubrimiento importante. Se dio cuenta de que si un elemento emite ciertas líneas brillantes en el espectro después de calentarse, cuando la luz pasa a través de un fino vapor frío hecho de ese elemento, aparecerán líneas oscuras en el espectro donde estaban las líneas brillantes originales. Dado que la línea brillante se origina en la emisión de luz (el espectro correspondiente se llama espectro de emisión) y la línea oscura se origina en la absorción de luz (el espectro correspondiente se llama espectro de absorción), el fenómeno descubierto por Kirchhoff también puede ser expresado como: El tipo de luz que puede emitir un elemento es también el tipo de luz que puede absorber, y los dos se corresponden entre sí. Esta importante ley pasó a conocerse más tarde como ley de radiación térmica de Kirchhoff [Nota 3]. Ahora sabemos que las líneas espectrales son producidas por electrones que saltan entre diferentes niveles de energía: los electrones emiten energía cuando saltan de un nivel de energía alto a un nivel de energía bajo, lo que da como resultado un espectro de emisión, y absorben energía cuando saltan de un nivel de energía bajo. a un alto nivel de energía, el espectro de absorción resultante es.

Dado que estos dos están determinados por el mismo conjunto de niveles de energía de electrones, no sorprende que se correspondan entre sí. Por supuesto, todo esto no se entendió hasta principios del siglo XX con el desarrollo de la teoría cuántica. En la era de Kirchhoff, la comprensión de las líneas espectrales por parte de la gente todavía estaba en el nivel de "saber qué son, pero no saber por qué lo son", y la ley de radiación térmica de Kirchhoff era sólo una ley empírica.

Pero al vincular esta regla empírica con lo que él y Bunsen estaban haciendo, Kirchhoff inmediatamente se dio cuenta del importante valor de todo este método. Obviamente, las líneas de Fraunhofer en el espectro solar, esos cientos o miles de líneas oscuras, son exactamente el espectro de absorción del sol [Nota 4. Dado que el espectro de absorción y el espectro de emisión se corresponden entre sí, entonces sólo necesitamos comparar]. Las líneas Fraunhofer con los espectros de emisión de elementos conocidos permiten identificar los elementos del Sol. De esta manera, Kirchhoff encontró la llave para abrir la puerta y descubrir el secreto de la luz del sol. Respecto al importante descubrimiento de Kirchhoff, Bunsen escribió una vez lo siguiente:

Kirchhoff y yo estamos actualmente inmersos en una especie de investigación que nos mantiene despiertos por la noche. Kirchhoff hizo un descubrimiento maravilloso y completamente inesperado sobre el origen de las líneas oscuras en el espectro solar. Podía producir esas líneas oscuras en el espectro continuo del sol o disparar en posiciones estrictamente correspondientes a las líneas de Fraunhofer, de una manera artificialmente mejorada. Esto proporciona un método que nos permite determinar la composición del Sol y las estrellas con la misma precisión con la que podemos determinar el reactivo químico cloruro de estroncio.

A partir del descubrimiento de Kirchhoff, los científicos identificaron rápidamente un gran número de elementos en el espectro solar que son iguales a los de la Tierra (la predicción pesimista de su compañero Comte fue admitida oficialmente en el Museo de Historia). Algunos lectores aún recordarán que en la Sección 3 mencionamos un concepto antiguo llamado "el cielo es noble y la tierra es barata". Según ese concepto, los cuerpos celestes perfectos y la humilde tierra están compuestos de materiales completamente diferentes. Esta idea fue posteriormente refutada por el descubrimiento de las manchas solares por parte de Galileo. Sin embargo, lo que Galileo refutó fue sólo la perfección de los cuerpos celestes. El verdadero golpe devastador a este concepto vino de la comprensión que la gente tenía de la composición química de los cuerpos celestes (la llamada materia).

Con la profundización de la investigación, los científicos ya no se conforman con utilizar la luz solar ordinaria para realizar investigaciones como lo hizo Newton, sino que comenzaron a buscar nuevas oportunidades, la más importante de las cuales es el eclipse solar total. Durante el eclipse solar total del 18 de agosto de 1868 (perteneciente a la secuencia 133 de Saros), el astrónomo francés Pierre Janssen (1824-1907) viajó a la India para observar el espectro solar. Como resultado, la cromosfera de la atmósfera solar (de un color amarillo brillante). Se encontró una línea con una longitud de onda de 5875? en el espectro de emisión de la cromosfera. Inusualmente, esta línea brillante no tiene equivalente en el espectro de emisión de ningún elemento conocido en la Tierra. ¿Qué está sucediendo? ¿Jensen cometió un error? No. Porque dos meses después, el astrónomo británico Norman Lockyer (1836-1920) también descubrió la misma línea brillante en el registro espectral del mismo eclipse solar total. La probabilidad de que dos conjuntos independientes de observaciones sean simultáneamente erróneas es, sin duda, muy pequeña.

Parece que la línea brillante no es un error Ya que no es un error, ¿qué es? Con reminiscencias de la historia de Bunsen y Kirchhoff descubriendo nuevos elementos mediante espectroscopia, la respuesta a esta pregunta obviamente está lista para salir. Sí, la respuesta es un elemento nuevo, un elemento nuevo que aún no se ha descubierto en la Tierra. Desde que este elemento fue descubierto en el sol, Lockyer lo llamó "helio", del griego helios (?λιο?), que significa sol. Sin embargo, aunque el helio se descubrió en el espectro solar, su identidad como "elemento solar" no duró mucho. En 1895, este elemento también fue descubierto en la Tierra.

El método espectroscópico no sólo nos permitió comprender la composición química del sol, sino que también nos ayudó a descubrir nuevos elementos. Fue tan efectivo que el astrónomo británico Warren De la Rue (1815-1889) dijo que incluso si pudiéramos. Si fuera al sol y llevara algunos materiales solares al laboratorio para estudiarlos, los resultados no serían más precisos que los obtenidos usando un espectrómetro. Para conmemorar la importante contribución de Fraunhofer a todo esto, se grabó este epitafio en su lápida: Él acercó las estrellas. De hecho, no sólo acercó las estrellas, sino que también sentó las bases para la creación de un nuevo campo, porque toda la astrofísica nació con la aplicación de métodos espectroscópicos.

El descubrimiento del helio generó un mayor interés por el espectro solar durante un eclipse solar total. Al año siguiente, durante el eclipse solar total del 7 de agosto de 1869 (perteneciente a la secuencia 143 de Saros), los astrónomos observaron cuidadosamente el espectro solar y, de hecho, obtuvieron nuevos avances: eran más precisos que la cromosfera. En el espectro de emisión de la llamada corona exterior se encontró una longitud de onda de 5303°. Esta línea brillante no tiene contrapartida en los espectros de emisión de ningún elemento conocido. En los años siguientes, estos nuevos descubrimientos aparecieron una y otra vez, y el número de nuevas líneas espectrales descubiertas en el espectro de la corona aumentó a 24. Parece que además del helio, hay otros elementos nuevos en el sol. En cuanto a si las 24 nuevas líneas espectrales provienen de uno o varios elementos nuevos, todavía no se sabe, tentativamente, un nombre llamado "krypton" (coronio) [Nota 5], que proviene del nombre en inglés de la corona solar. , corona. Pero a diferencia del helio, que se encontró más tarde en la Tierra, el misterioso elemento "criptón" nunca apareció en la Tierra. ¿Podría ser que el antiguo concepto de "el cielo es noble y la tierra barata" sigue siendo un poco correcto después de todo, y que todavía hay algunos elementos en el sol que no existen en la tierra? La verdad de esta pregunta no se reveló hasta la década de 1930. Resulta que no existe ningún elemento "kriptón" esas nuevas líneas espectrales en el espectro de la corona provienen de algunos iones metálicos (como el hierro) a los que se les han despojado de sus electrones externos. iones, iones de calcio e iones de níquel). Tomemos como ejemplo la línea verde brillante de 5303? Es el espectro de emisión del ion de hierro "en topless" (Fe13+) al que se le han quitado 13 electrones (la mitad del total).

Ahora sabemos qué elementos hay en el sol. Pero los científicos tienen un apetito mayor que eso. Están interesados ​​no sólo en qué elementos hay en el Sol, sino también en qué proporciones, o en la terminología de los astrónomos, su abundancia. Esto es de gran importancia para una mayor exploración de los procesos físicos que ocurren en el Sol. Afortunadamente, el poder de la física es totalmente capaz de satisfacer las demandas cada vez mayores de los científicos.

No es técnicamente fácil estimar la abundancia de elementos, pero los principios básicos no lo son. Ya sabemos que la posición de las líneas espectrales se puede utilizar para determinar la presencia de elementos, pero la información que nos aportan las líneas espectrales no es solo posición. Cuando observamos una línea espectral, también obtenemos otra información, que es la intensidad de la línea espectral. Lo que conlleva esta información adicional es conocimiento sobre la abundancia del elemento. ¿Por qué? Porque independientemente del espectro de absorción o espectro de emisión, su intensidad está relacionada con la abundancia del elemento que genera la línea espectral. Cuanto mayor es la abundancia, más fuerte es la línea espectral. Por el contrario, cuanto menor es la abundancia, más débil es la espectral. línea. Conociendo esta relación, podemos utilizar la intensidad de la línea espectral para inferir la abundancia del elemento. Por supuesto, este es un típico "estar de pie y hablar sin dolor en la espalda". Hay muchas dificultades técnicas que deben superarse en el cálculo real, por lo que nadie hizo este cálculo hasta 1925.

Astrónomo británico Payne

(1900-1979)

La primera persona que realizó tales cálculos fue una "maestra extinta" (médica) de 25 años ). Cecilia Payne (1900-1979) nació en Inglaterra.

En 1919, cuando la historia de la verificación de la teoría general de la relatividad por parte de Eddington se hizo popular en todo el mundo, tuvo la suerte de escuchar las conferencias de Eddington y desde entonces se enamoró de la astronomía. Sin embargo, en un país como el Reino Unido con costumbres sociales relativamente conservadoras, es muy difícil para las mujeres dedicarse a la investigación astronómica (de hecho, y mucho menos dedicarse a la investigación astronómica, la Universidad de Cambridge, donde estudió, ni siquiera otorgaba títulos a mujeres). en ese momento), por lo que viajó a través del océano para estudiar un doctorado en los Estados Unidos. Como estudiante de doctorado, Payne estudió la abundancia de elementos en el sol. En 1925, su investigación arrojó un resultado sorprendente: el cuerpo celeste más pesado del sistema solar estaba compuesto principalmente por los elementos más ligeros de la tabla periódica: ¡hidrógeno y helio! Aunque en aquella época la gente no sabía nada sobre la abundancia de elementos en el sol, ya que el concepto de "el cielo es noble y la tierra barata" quedó destrozado, muchas personas lo han dado por sentado y se han ido al otro extremo, creyendo que el sol y la tierra tienen composiciones similares. En estas circunstancias, Payne también sabía que sus resultados eran un poco impactantes. Para estar segura, buscó específicamente la opinión del famoso astrónomo estadounidense Henry Russell (1877-1957), que era una autoridad en espectroscopia estelar en ese momento. , antes de publicar [Nota 6].

Inesperadamente, esta solicitud le causó angustia, porque Russell le dio una respuesta muy negativa, diciendo que el resultado de Payne era "obviamente imposible". Intimidado por la reputación de Russell, Payne revisó la redacción de su artículo y afirmó que las abundancias de hidrógeno y helio que había descubierto eran "consideradas cuestionables" y "casi con certeza poco realistas". Esta frase pronto resultó ser una modestia llevada demasiado lejos. Porque en los años siguientes, otros astrónomos obtuvieron de forma independiente los mismos resultados que Payne. Cuatro años después, incluso el propio Russell logró el mismo resultado. Frente a los hechos concretos, Russell finalmente se dio cuenta de que estaba equivocado. En su artículo, anunció que sus resultados eran "muy satisfactorios y consistentes" con los resultados de Payne hace cuatro años. Después de todo, la autoridad es autoridad, hace cuatro años, debido a su influencia, Payne revisó la redacción y debilitó la conclusión. Y cuatro años más tarde, también debido a su influencia, los resultados de Payne se aceleraron y se generalizaron, y su tesis doctoral se volvió más. Es conocida como la tesis doctoral más importante en el campo de la astronomía. Después de eso, Payne continuó dedicándose a la investigación astronómica. En 1934 se casó con un astrónomo ruso (y así se despidió de su carrera como “maestra”). En 1956, se convirtió en la primera mujer profesora titular y jefa de departamento en la Universidad de Harvard.

Ahora sabemos que el Sol es un enorme "globo de hidrógeno". De su masa total, el hidrógeno representa el 71% (91,2% del número de átomos) y el helio el 27,1%. (8,7% del número de átomos), y todos los demás elementos combinados representan menos del 2% (representan menos del 0,2% del número de átomos). De hecho, esto no sólo es válido para el Sol, sino también para la mayoría de las estrellas en su período de "adultos jóvenes". Incluso en la materia visible de todo el universo, el hidrógeno y el helio representan el predominio absoluto.

Al final de esta sección, haremos algunas adiciones al cálculo de la abundancia de elementos. Es posible que los lectores atentos hayan notado un problema: el espectro solar, ya sea de absorción o de emisión, proviene principalmente de la atmósfera solar, por lo que la abundancia de elementos obtenida mediante la investigación espectroscópica también corresponde a la atmósfera solar y no a todo el Sol. De hecho, este es el caso, pero el Sol es un planeta gaseoso de alta temperatura. Gracias a este duro entorno, existe una fuerte convección en un gran volumen dentro del Sol, lo que hace que la abundancia de elementos en la atmósfera solar sea básicamente consistente con la del interior. No solo eso, los estudios de los modelos solares y el origen del sol han demostrado que incluso en áreas donde no hay una convección significativa, la abundancia de elementos sigue siendo cercana a la del exterior (la única excepción es el núcleo). Por lo tanto, las abundancias elementales que obtenemos por medios espectroscópicos son muy cercanas a las abundancias elementales de todo el Sol (para ser precisos, las abundancias de elementos pesados ​​son ligeramente menores). Otro punto que hay que añadir es que el cálculo de la abundancia de elementos solares requiere conocimientos de física estadística, mecánica cuántica y otros campos, y la cantidad de cálculo es bastante grande y es fácil cometer errores.

Un ejemplo famoso de esto es que una vez se cometió un error en la parte mecánica cuántica del cálculo de la abundancia de hierro, lo que resultó en que la abundancia de hierro se subestimara en un factor de diez. El error no se corrigió hasta 1968. Además de la enorme cantidad de cálculos, otro tipo de dificultad que enfrentan los cálculos de abundancia de elementos es que las líneas espectrales de algunos elementos -como el helio- se generan en regiones alejadas del equilibrio en la cromosfera y la corona, lo que dificulta establecer una teoría. Sin embargo, la abundancia de elementos solares que conocemos hoy ya no es simplemente resultado de análisis espectrales, sino que ha sido confirmada por otros métodos, como la heliosismología, y por tanto tiene mayor fiabilidad que un único método.