Solen

Solen. Solens korona fotografert fra TRACE 10. juni 1998. Bildet viser koronaens kompleksitet og er tatt nær sentrum av solskiven. Temperaturen på overflaten er 1 MK. De mørke kantene skyldes teleskopet. Utsnittet er 1024 ·1024 piksler, hvor hver er 375 km.

Solen. Solens korona fotografert fra TRACE 30. juli 1999. Bildet er satt sammen av flere opptak og gjengitt i kunstige farger. Solen er moderat aktiv, med noen varme, aktive områder (røde), omgitt av kjøligere plasma (blå/grønn).

Solens øvre kromosfære fotografert fra SOHO med Extreme Ultraviolet Imaging Telescope, 5. mars 1998. De varmeste og mest aktive områdene er lyse, og under disse er det ofte solflekker. Nederst til venstre sees en stor eruptiv protuberans som slynges vekk fra Solen. Slike utbrudd er opphavet til solstormer.

Løkker på Solen fotografert fra TRACE. 9. august 1999. Høyden på dem er ca. 120 000 km.

Solflekk observert 16. august 2002. Flekken var så stor at Jorden ville fått plass inne i den.

En kraftig flare fotografert 6. juni 2001, en såkalt X-flare, som er den største og kraftigste typen. Man ser en lys kjerne (grønn og blå) og lyse løkker omkring denne. Strukturen går ut fra senteret i bildet mot toppen.

En rolig dag på Solen, 11. juni 2006. Allikevel observeres gassemisjoner (1 mill grader) omgitt av kjøligere materiale (10 000 grader), som sees som mørke strukturer.

Solen, en glødende gasskule uten skarpt avgrenset fast overflate, med hensyn til størrelse og masse en gjennomsnittlig stjerne i Melkeveisystemet. Som sentrallegemet i vårt solsystem er den ved sin utstrålte energi forutsetningen for at liv kan opprettholdes og utvikles på Jorden. Alle energikilder, unntatt kjerneenergi, er lagret solenergi.

Solens indre

Den strålingen vi får fra Solen i dag, ble generert i dens indre for ca. 10 mill. år siden. Opphavet til strålingen er kjernefusjon hvor temperaturen er nær 15 mill. K og gasstrykket ca. 350 milliarder atm. Den samlede utstrålte energien svarer til en forbrenning av ca. 600 mill. tonn hydrogen til helium hvert sekund. Energien ledes til Solens overflate ved stråling og ved konveksjon.

Når hydrogenatomer fusjonerer til helium, oppstår nøytrinoer som biprodukt. De nær masseløse partiklene beveger seg med lysets hastighet, de vekselvirker omtrent ikke med annen masse og slipper dermed rett ut fra Solen. Målinger av solare nøytrinoer gjennom en årrekke gir en flukstetthet som er bare ¹/₃ av den verdien som var forventet fra modellberegninger. Den «manglende» nøytrinofluksen fra Solen er fremdeles et sentralt problem i astrofysikken.

Solens atmosfære

Fotosfæren, Solens synlige overflate, stråler ved en temperatur på omkring 6000 K. Bilder med god detaljoppløsning viser at fotosfæren er dekket av et irregulært cellemønster som kalles granulasjon. En granule har en gjennomsnittlig utstrekning på 1800 km og levetid på omkring 8 minutter. Granulasjonsmønsteret er etterdønninger fra konvektive bevegelser like under overflaten. Horisontale gass-strømmer i fotosfæren danner et større cellemønster, supergranulasjon, hvor utstrekningen for en typisk celle er omkring 30 000 km.

I 1960 viste målinger av bevegelser på soloverflaten at den vibrerte. Mindre områder på overflaten beveger seg vekselvis oppover og nedover omkring 15 km med en periode på ca. 5 minutter. Man er siden blitt oppmerksom på at soloverflaten vibrerer samtidig på en rekke forskjellige frekvenser. Oscillasjonene på Solens overflate er resultatet av at myriader av bølger hele tiden brer seg gjennom Solen, fra overflaten, innover og opp igjen til et annet område på overflaten. Frekvensene i disse oscillasjonene inneholder informasjon om temperatur og densitet inne i Solen. På samme måte som geologene kan benytte jordskjelv til å studere Jordens indre, kan solforskerne bruke de alltid tilstedeværende solskjelvene til å studere de indre delene av Solen. Metoden er i dag er ytterligere utviklet for å avbilde strukturer på Solens bakside og kan på den måten varsle når et stort aktivt område opptil en uke senere vil opptre på den synlige solskiven og skape jordmagnetiske forstyrrelser.

Solens kromosfære og korona. Under totale solformørkelser ser man en sterkt rødlig, 3000–5000 km tykk krans om måneranden. Denne delen av solatmosfæren som ligger like over fotosfæren, kalles kromosfæren. Gassens densitet er her sunket til omkring 1 milliontedel av densiteten i fotosfæren, mens temperaturen er noe høyere, ca. 10 000 K.

Solformørkelsene gir oss videre anledning til å beskue den svært lyssvake, blå-grønnlige strålekransen som strekker seg videre utover. Dette er Solens korona som består av tynne, lyse buer og trådlignende, nær radielle strukturer. Buene og trådene gjenspeiler magnetiske felter som fordeler og styrer den ekstremt tynne gassen i koronaen. Gassdensiteten er mer enn 100 ganger mindre enn det vi kan oppnå i et godt vakuumlaboratorium på Jorden.

I 1941 påviste den svenske fysikeren Bengt Edlén at emisjonslinjene i strålingen fra Solens korona måtte stamme fra tynn gass med temperatur over én million kelvin. Dette var et svært overraskende resultat fordi det betød at koronaens gass måtte være over 100 ganger varmere enn gassen på den synlige overflaten. Man hadde til da trodd at temperaturen i en stjernes atmosfære ville avta med høyden over overflaten. Senere har man funnet at mange andre stjerner også er omgitt av varme koronaer.

Det finnes i dag ingen fullgod forklaring på hvorfor Solen og andre stjerner er omgitt av en ytre, varm korona. Man antar at koronaen skyldes at granulenes bevegelser i fotosfæren lager bølger som vil bre seg utover i solatmosfæren gjennom stadig tynnere gass, som videre vil føre til at bølgene gir fra seg energi og varmer opp de ytre delene at atmosfæren.

Solens rotasjon

Solen roterer om sin egen akse med en periode på 24,2 døgn ved ekvator og nærmere 40 døgn ved polene. Den differensielle rotasjonen er mulig fordi Solen består av gass. I og med at Jorden i sin bane omkring Solen flytter seg med Solens rotasjon, blir Solens tilsynelatende rotasjonsperiode noe lengre og omkring 27,2 døgn ved Solens ekvator.

Solens rotasjon ble første gang lagt merke til og beskrevet av G. Galileo som i 1610 tok i bruk sitt nykonstruerte teleskop. Han så at solflekkene flyttet seg fra dag til dag, fra øst mot vest på solskiven og tilskrev dette at Solen roterte.

Solvinden og heliosfæren

Den tynne gassen i Solens korona strømmer ut kontinuerlig. Denne vinden av tynn, varm gass, solvinden, fortsetter langt utover i det interplanetariske rommet. I Jordens avstand måles hastigheten i solvinden til 200–700 km/s. Hele solsystemet er innehyllet i denne uhyre tynne ekspanderende gass-skyen, heliosfæren. Partikkeltettheten er 1–10 per cm³. Enkelte områder i solkoronaen, hvor de magnetiske feltlinjene er åpne utover, er kilden til de kraftigste solvindene. Når slike kraftige solvinder sveiper forbi Jorden, blir de energirike partiklene i solvinden fanget inn i det jordmagnetiske feltet. De trenger deretter inn i den øvre atmosfæren i polarområdene, og er opphav til nordlys. Se også solvinden. Når kometer nærmer seg Solen og begynner å fordampe, blåser solvinden den elektrisk ladede kometgassen bort fra Solen og danner den ene av to lange, lyse komethaler. Se komet.

Solaktivitet

Solflekker. De mest iøynefallende strukturene på Solens overflate er solflekkene. De aller største kan sees med det blotte øye, f.eks. nær solnedgang når solskivens intensitet er tilstrekkelig svekket. Flekkene består av en mørk kjerne, umbra, hvor gasstemperaturen er omkring 4000 K, omgitt av en noe lysere halvskygge, penumbra. En sirkulær skive med samme diameter som Jorden vil i utstrekning svare til en middels stor solflekk.

Solflekker er områder på soloverflaten med spesielt sterkt magnetfelt. I store flekker måles feltstyrker opp mot 0,4 tesla, dvs. nær 10 000 ganger styrken for de sterkeste geomagnetiske felter.

Solflekkenes beliggenhet og antall veksler med en midlere periode på ca. 11 år. I begynnelsen av en solflekkperiode oppstår flekkene i området 30–40° fra ekvator både på den nordlige og sørlige solare halvkule. Etter hvert oppstår de på stadig lavere bredder, og mot slutten av hver syklus observeres de ved omkring 5–15°.

Ut fra tidligere observasjoner av Solens solflekker finner man at Solen i perioden 1645–1715 hadde uvanlig få flekker. Perioden, som kalles Maunder Minimum, falt sammen med en lengre kuldeperiode i det nordlige Europa. Ved å undersøke bl.a. vekstringer i trær, variasjoner i radioaktivt karbon i avleiringer som kan knyttes til solaktivitet, har man kunnet studere forandringer i aktivitet inntil 7000 år tilbake i tiden. Slike undersøkelser viser at det har vært flere perioder med liten eller ingen aktivitet på Solen. Nyere forskning tyder sterkt på at det er sammenheng mellom solaktivitet og klima.

Flares. I områdene omkring solflekkene kan man observere flere former for aktivitet. Alle er forbundet med til dels sterke magnetiske felter som ofte strekker seg utover og oppover i koronaen i form av løkker. Gassbevegelsen i overflaten flytter på de magnetiske feltene. De kan dermed «tørne» sammen, eller vri seg på måter slik at energien i magnetfeltene avgis til gassen, som så blir eksplosivt hurtig oppvarmet. Slike «utbrudd» observeres som intense lysbluss, flares, og som skurer av varm gass, som slynges oppover i atmosfæren.

Protuberanser er lyse skyer av gass som holdes svevende av magnetiske felter i den meget tynnere og varmere koronaen. Et flare-utbrudd i nærheten av en protuberans kan føre til at denne også blir slynget ut i det interplanetariske rommet. I slike utbrudd blir gassen i koronaen omkring også puffet utover og vekk fra Solen. Slike hendelser, Coronal Mass Ejections, skjer ofte i perioder med høy solaktivitet. Når disse kraftige partikkelskurene slynges mot Jorden og 2–3 dager senere treffer jordatmosfæren, får vi kraftig nordlys. Slike solstormer følges ofte av forstyrrelser i ionosfærelaget som merkbart påvirker navigasjons- og kommunikasjonssystemer, og i noen tilfeller den elektriske kraftforsyningen. I mars 1989 ble f.eks. hele Quebec-området i Canada strømløst i over 9 timer pga. en kraftig solstorm, og en amerikansk kommunikasjonssatellitt ble ødelagt i januar 1997. Se også magnetosfæren (magnetosfærevarsling) og romvær.

Stråling fra Solen

Solen stråler over et stort område av det elektromagnetiske spektrum, fra svært kortbølget gamma-, røntgen- og ultrafiolett stråling, til synlig lys, infrarød stråling og langbølget radiostråling. Den største delen av energien i solstrålingen inkluderer det synlige lyset 400–700 nm. Fluktuasjonene i solstrålingen knyttet til aktivitet er vesentlig høyere på korte bølgelengder i solspekteret (røntgen og ultrafiolett) enn i synlig lys. Spekteret av lyset fra fotosfæren er gjennomskåret av såkalte absorpsjonslinjer. De mørke linjene er oppkalt etter den tyske fysikeren J. Fraunhofer, som i 1814 studerte og katalogiserte over 500 av dem. Nyere spektrale atlas inneholder mer enn 50 000 linjer i området 300–700 nm. Spektrallinjene skyldes absorpsjon fra atomer og molekyler i solgassen. Hvert grunnstoff har sine karakteristiske absorpsjonslinjer. Ved å sammenholde bølgelengde og styrke på de observerte spektrallinjene bestemmes Solens kjemiske sammensetning på overflaten. Se spektrum, figur.

Solen og klimaet på Jorden

Solen har innvirkning på bl.a. døgnrytmen og vær- og klimaforhold på Jorden. Elektromagnetisk stråling og partikler fra Solen absorberes i forskjellige høyder i Jordens atmosfære og påvirker således temperatur- og energiforholdene.

Det er ingen entydig sammenheng mellom solaktivitet og klima, bl.a. fordi været ikke er likt på forskjellige steder på Jorden til samme tid. Forskerne har teoretiske modeller for å beregne vekselvirkningen mellom atmosfæren og aktiviteten på Solen, men prosessene som inngår er mange og kompliserte. Det kan i dag derfor ikke gis noe sikkert svar på hvor mye eventuelle forandringer i klimaet kan tilskrives Solen eller forurensninger pga. menneskelig aktivitet.

Solens utvikling

Dannelsen av Solen startet ved en lokal fortetning i en enorm interstellar sky av gass og støv. Gravitasjonskreftene i denne skyen førte til at gassen fortsatte å trekke seg sammen til en kompakt, mørk tåke, globule, som ved ytterligere sammentrekning dannet en stabil stjerne. Da densitet og temperatur i dens indre ble tilstrekkelig høy, startet en kjernebrenning, og Solen begynte å stråle. Solens utstråling er meget stabil, og den har økt med omkring 30 % fra den ble dannet til i dag. En massiv stjerne forbruker sin tilgjengelige kjerneenergi hurtigere enn en mindre massiv stjerne. Solen, som klassifiseres som en dvergstjerne, er kommet omtrent halvveis i sitt livsløp. Den vil lyse med nær samme lysstyrke i ytterligere 5 milliarder år. I sluttfasen vil den utvide seg til en rød kjempestjerne, med omkring 100 ganger større radius enn den har nå, for deretter å skrumpe inn til en hvit dvergstjerne, og til slutt bare slukne helt.

Solen

Astronomisk tegn
Alder	minst 4,5 mrd. år
Middelavstand fra Jorden	149,6 mill. km
Diameter	1,392 mill. km
Masse	1,993 · 1027 tonn
Densitet (midlere verdi)	1,41 g/cm3
Kjernen	160 g/cm3
Overflaten	10–7 g/cm3
Temperatur
Kjernen	15 mill. K
Overflaten	6000 K
Koronaen	1–2 mill. K
Utstråling (totalt)	6,32 · 104 kW/m2
Jordens middelavstand, 1 AU	1368 W/m2
Rotasjonstid (sett fra Jorden)
Solens ekvator	26,8 døgn
Heliosentrisk bredde 45o	29,3 døgn
Heliosentrisk bredde 75o	31,8 døgn
Gjennomsnittlig sammensetning i vektprosent
Hydrogen	71
Helium	27
Oksygen	0,75
Karbon	0,45
Jern	0,15
Silisium	0,08

Dessuten små mengder neon, magnesium, nitrogen, svovel, aluminium og natrium