Redigerer Solen (avsnitt)

== Kjemisk sammensetning ==
[[Grunnstoff]]ene [[hydrogen]] og [[helium]] utgjør henholdsvis 74,9 % og 23,8 % av massen i fotosfæren.<ref name="Lodders2003_1" group="L" /><ref name="Lodders2003_2" group="L" /> Alle tyngre grunnstoffer, i astronomien kalt ''[[Metallisitet|metaller]]'', utgjør mindre enn 2 % av massen. De mest rikelige metallene er [[oksygen]] (omtrent 1 %), [[karbon]] (0,3 %), [[neon]] (0,2 %) og [[jern]] (0,2 %).<ref name="Hansen2004" group="L" />

Solen arvet den kjemiske sammensetningen fra den [[interstellar materie|interstellare materien]] som den er dannet fra: hydrogenet og heliumet ble dannet av [[Big Bang-nukleosyntese]]. Metallene ble produsert av [[stjernenukleosyntese]]r i generasjoner av stjerner som fullførte [[stjerneutvikling]]en og returnerte materialet til det interstellare materiet før dannelsen av solen.<ref name="Hansen2004_78" group="L" /> Den kjemiske sammensetningen av fotosfæren blir vanligvis ansett som representativ for sammensetningen av det opprinnelige solsystemet.<ref name="Aller1968" group="L" /> Siden solens dannelse har noe av heliumet og de tyngre grunnstoffer forflyttet seg ut av fotosfæren. Derfor inneholder fotosfæren noe mindre helium og kun 84 % av de tyngre grunnstoffene som solen hadde som [[protostjerne]] – 71,1 % hydrogen, 27,4 % helium og 1,5 % metaller.<ref name="Lodders2003_1" group="L" />

I den indre delen har kjernefysisk fusjon endret sammensetningen ved å konvertere hydrogen til helium, så den innerste delen består nå av omtrent 60 % helium, mens metallforekomsten er uendret. Siden det indre av solen er strålingsdrevet og ikke konvektiv (se [[#Egenskaper|egenskaper]] over), har ingen av fusjonsproduktene fra kjernen steget til fotosfæren.<ref name="Hansen2004_923" group="L" />

Mengden av tunge grunnstoffer måles vanligvis både ved bruk av [[Astronomisk spektroskopi|spektroskopi]] av fotosfæren og ved måling av mengde i [[meteoritt]]er som aldri har vært oppvarmet til smeltetemperaturer. Disse meteorittene antas å ha beholdt sammensetningen til solen fra den var en protostjerne og er ikke påvirket av nye tunge grunnstoffer. Målingene fra de to metodene stemmer generelt sett overens.<ref name="Basu2008" group="L" />

=== Enkeltioniserte jerngruppeelementer ===
På 1970-tallet fokuserte forskningen på mengden av [[jern]]gruppeelementer i solen.<ref name="Biemont1978" group="L" /><ref name="Ross1967" group="L" /> Det ble gjennomført betydelige undersøkelser, men å fastsette mengden på blant annet [[kobolt]] og [[mangan]] var vanskelig før 1978 på grunn av deres [[hyperfinstruktur]]er.<ref name="Biemont1978" group="L" />

Den første i hovedsak komplette [[oscillator]]styrken for enkeltioniserte jerngruppeelementer ble tilgjengelig på 1960-tallet,<ref name="Corliss1962" group="L" /> og forbedrede oscillatorstyrker ble kalkulert i 1976.<ref name="Smith1976" group="L" /> I 1978 ble mengden av enkeltioniserte elementer i jerngruppen avledet.<ref name="Biemont1978" group="L" />

=== Solens og planetenes massefordelingsforhold ===
Ulike forfattere har vurdert et massefraksjoneringsforhold mellom den isotopiske sammensetningen av solens og planetenes [[edelgass]]er,<ref name="Signer1963" group="L" /> deriblant [[neon]] og [[xenon]].<ref name="Kuroda1970" group="L" /> Troen på at hele solen hadde samme sammensetning som atmosfæren, var likevel utbredt frem til 1983.<ref name="Manuel1983" group="L" />

I 1983 ble det hevdet at det var fraksjonering i solen selv som forårsaket fraksjoneringsforholdet mellom den isotopiske sammensetningen av planetare og solare edelgassene brakt dit av solvinden.<ref name="Manuel1983" group="L" />