Uno de los descubrimientos que más ha influido sobre nuestra concepción del universo es el hecho de que éste está compuesto por los mismos elementos químicos que conforman nuestra conocida tabla periódica.

En la antigüedad se pensaba que las estrellas estaban constituidas por un material distinto, característico de los objetos celestiales, llamado éter o quintaesencia. El hombre, sin embargo, en su afán de querer comprender todo lo que lo rodea - y el más allá - encontró la composición química  de las estrellas analizando la luz que de ellas provenía. Finalmente, se descubrió que los verdaderos hornos en donde se cocinan los elementos químicos son  las mismas estrellas. Esto permitió desechar las antiguas ideas, y evolucionar hacia una concepción más unificada del universo.

Veamos de qué conocimientos se valió el hombre para descubrir de qué está hecho el Sol, nuestra estrella más cercana.

A simple vista nos parece que la luz que proviene del Sol es de un color amarillento. En realidad el Sol emite una gran gama de colores (o longitudes de onda). Un fenómeno que nos confirma cotidianamente esto es el arco iris que aparece cada vez que las gotas de lluvia son iluminadas por un rayo de luz. La razón por la cual vemos el Sol amarillento es porque de todos sus colores el amarillo es el más intenso.

Pero no tenemos que esperar a que llueva para observar toda la gama de colores, basta con interponer un prisma cada vez que queramos. Cada uno de los colores u ondas que componen la luz del Sol se propagan, a través del prisma, a distintas velocidades desplegándose a su salida en distintos ángulos. La descomposición de la luz en todos sus colores se llama espectro y los aparatos que hoy se usan cumplen la misma función que el prisma y se denominan espectroscopios.

Utilizando prismas o espectroscopios más sofisticados es posible observar, además de todos los colores, rayas oscuras desparramadas a lo largo de todo el espectro, y es aquí en donde reside toda la información que necesitamos para saber de qué esta hecho el Sol!!. En honor a su descubridor estas rayas se denominaron rayas de Fraunhofer (1814).

Casi medio siglo después que estas rayas fueran descubiertas se supo que cuando los gases de un determinado elemento eran calentados estos emitían luz de determinados colores, como si fuera una huella digital característica de cada elemento.

Así, por ejemplo, el hidrógeno, dentro del espectro visible, emite naranja (longitud de onda 6560 A),  azul (4858 A ), añil (4337 A) y violeta (4098 A),  donde A es un angstrom, una unidad de longitud equivalente a una diezmillonésima de milímetro.

El gas noble neón (Ne) emite naranja (6402 A), amarillo (5852 A) y verde (5400 A), y así sucesivamente con los demás elementos.

Este hecho experimental inobjetable, recién pudo ser relacionado con los niveles electrónicos de los átomos varios años después con la teoría de la mecánica cuántica.

Otra manifestación de la huella digital de los elementos es mediante el proceso de absorción de luz de gases en el cual se interpone un gas a una luz blanca, que contiene todos los colores, y al ser observada a través de un prisma se encuentran rayas oscuras en el espectro. La presencia de rayas oscuras indica que el gas interpuesto absorbe solamente los colores que sorprendentemente coinciden con los mismos que el gas emite al ser calentado.

Absorción y emisión de un mismo elemento

Todos estos avances sobre el análisis de la luz absorbida y emitida por los gases fueron desarrollados por Gustav Kirchoff en 1859, y fueron utilizados para comprender de qué estaba hecho el Sol.

Supongamos que el sol es una gran esfera de gas con un núcleo central muy denso y caliente (alrededor de 15 millones de grados centígrados), emitiendo luz de todos los colores, y que la capa más superficial (alrededor de 6000 grados) está formada por una mezcla de gases. Ahora las rayas observadas por Fraunhofer adquieren un significado más claro:

La ausencia de determinados colores en el espectro indica la presencia de determinados gases en la superficie del sol, ya que absorben la luz que no llega o que al menos es mucho más tenue que el resto.

En 1859 Gustav Kirchhoff logró identificar ocho elementos en el Sol analizando el espectro de absorción de Fraunhofer. En 1897 Henry Augustus Rowland publicó un mapa fotográfico de 12 metros del espectro solar que permitió identificar la presencia de 39 elementos químicos en el Sol. Con la extensión de las observaciones del espectro solar hacia el infrarrojo por un lado y hacia el ultravioleta por el otro, y con el análisis de la composición de las partículas que el Sol lanza hacia el espacio, se ha podido constatar que éste se encuentra compuesto de los mismos elementos químicos que la Tierra, aunque en proporciones muy diferentes.

Hoy sabemos que la mayor parte del Sol es hidrógeno; aproximadamente el 92% de sus átomos son átomos de hidrógeno y casi todo el resto de helio. Los demás elementos son prácticamente impurezas, pues constituyen sólo el 0.1% del número total de átomos.