En el interior de los subneptunos, los planetas más abundantes de la galaxia pero en los que no se puede pisar, el magma de silicato y el hidrógeno se mezclan en un único cóctel supercrítico. Antes se pensaba que bajo la densa atmósfera de hidrógeno había un límite nítido con el silicato fundido, como aceite sobre agua. Ahora los cálculos muestran que, a las presiones y temperaturas del interior, estas dos capas se disuelven por completo una en la otra. El resultado no es un pastel en capas, sino una bebida homogénea donde el hidrógeno no es un diluyente pasivo, sino un ingrediente activo que cambia la propia receta del cóctel de silicato.

Para describir las propiedades de este cóctel, los investigadores simularon una celda de 243 átomos: 27 de magnesio, 27 de silicio, 81 de oxígeno y 108 de hidrógeno. Esta es la composición MgSiO3H4, donde el hidrógeno constituye el 3,86% de la masa. Primero fundieron el silicato cristalino y luego añadieron hidrógeno. Los cálculos se realizaron a temperaturas de 4000, 6000 y 8000 K y presiones de hasta ~600 GPa, lo que es aproximadamente seis millones de veces la presión atmosférica. Los datos obtenidos se aproximaron con una única superficie termodinámica, de la que se extrajeron la densidad, la entropía, la capacidad calorífica, la expansión térmica, el módulo de compresión volumétrica y el parámetro de Grüneisen.

El resultado sorprendió: el fluido supercrítico MgSiO3H4 resultó ser menos denso que el fundido de silicato seco en todas las condiciones estudiadas. La desviación de la mezcla ideal de volúmenes de MgSiO3 y H2 alcanza varios por cien y crece con la presión. El análisis estructural mostró que, al aumentar la presión, el número de coordinación Si–H aumenta, mientras que el número de enlaces H–H estables cae bruscamente. A 4000 K y una presión de unos 340 GPa, solo uno de cada diez átomos de hidrógeno mantiene un enlace con otro hidrógeno durante más de 100 femtosegundos; los demás ya están integrados en la red de silicato. Esta es la transición de hidrógeno molecular a un hidrógeno más atómico, integrado en el armazón de silicato.

La aplicación de la ecuación de estado a modelos de subneptunos de 6 masas terrestres con el mismo contenido total de hidrógeno del 4% mostró que todo depende de la presión en el límite atmósfera-interior. Si ese límite está a una profundidad con presión de 1 GPa, el radio del planeta es uno. Si es de 5 GPa, el radio cambia en un 5,7%. Esto no es una nimiedad: para un planeta de 20 000 km de radio, la diferencia supera los 1000 km. La distribución del hidrógeno entre la atmósfera y el interior afecta directamente al radio del planeta y a su estado térmico.

Antes de este trabajo, no estaba claro cuánto cambia el hidrógeno disuelto la densidad y las propiedades térmicas del magma de silicato en el interior de los subneptunos. Ahora existe una ecuación de estado cuantitativa que muestra que la densidad cae varios por cien en comparación con el silicato seco, y que la mezcla es fuertemente no ideal. Ya hoy se puede incorporar esta ecuación de estado en modelos de estructura interna de subneptunos para interpretar con mayor precisión las masas y radios observados. El hidrógeno resultó no ser un diluyente pasivo, sino un ingrediente activo que cambia la propia receta del cóctel de silicato.