Sola

Sola, 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.

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

Når hydrogenatomer fusjonerer til helium, oppstår nøytrinoer som biprodukt. De nær masseløse partiklene beveger seg tett oppunder lyshastigheten og de vekselvirker omtrent ikke med annen materie og slipper dermed rett ut fra Sola. 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 Sola er fremdeles et sentralt problem i astrofysikken.

Fotosfæren, Solas synlige overflate, stråler ved en temperatur på omkring 6000 kelvin. Bilder med god detaljoppløsning viser at fotosfæren er dekket av et irregulært cellemønster som kalles granulasjon. En granule har en gjennomsnittlig utstrekning på rundt 1000 km og levetider fra 8 til 15 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 kilometer.

I 1960 viste målinger av bevegelser på soloverflaten at den vibrerte. Mindre områder på overflaten beveger seg vekselvis oppover og nedover omkring 15 kilometer med en periode på ca. 5 minutter. Man er siden blitt oppmerksom på at soloverflaten vibrerer samtidig på en rekke forskjellige frekvenser. Oscillasjonene på Solas overflate er resultatet av at myriader av bølger hele tiden brer seg gjennom Sola, fra overflaten, innover og opp igjen til et annet område på overflaten. Frekvensene i disse oscillasjonene inneholder informasjon om temperatur og densitet inne i Sola. 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 Sola. Metoden er i dag er ytterligere utviklet for å avbilde strukturer på Solas 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.

Solas 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 Solas 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 Jorda.

I 1941 påviste den svenske fysikeren Bengt Edlén at emisjonslinjene i strålingen fra Solas 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 Sola og andre stjerner er omgitt av en ytre, varm korona. Man antar at koronaens høye temperatur 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.

Sola 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 Sola består av ionisert gass. I og med at Jorden i sin bane omkring Sola flytter seg med Solas rotasjon, blir Solas tilsynelatende rotasjonsperiode noe lengre og omkring 27,2 døgn ved Solas ekvator.

Solas rotasjon ble første gang lagt merke til og beskrevet av Galileo Galilei 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 konkluderte med dette at Sola roterte.

Den tynne gassen i Solas 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. Når kometer nærmer seg Sola og begynner å fordampe, blåser solvinden den elektrisk ladede kometgassen bort fra Sola og danner den ene av to lange, lyse komethaler.

Solflekker. De mest iøynefallende strukturene på Solas overflate er solflekkene. De aller største kan sees med det blotte øye, for eksempel 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 Jorda 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, det vil si 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 Solas solflekker finner man at Sola i perioden 1645–1715 hadde uvanlig få flekker. Perioden, som kalles "Maunder Minimum", også omtalt som Den lille istid, falt sammen med en lengre kuldeperiode i det nordlige Europa. Ved å undersøke blant annet vekstringer i trær og 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 Sola. 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 Sola. Slike hendelser, koronamasseutbrudd, skjer ofte i perioder med høy solaktivitet. Når disse kraftige partikkelskurene slynges mot Jorda 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 for eksempel 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.

Sola 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 nanometer. 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 sammenlikne bølgelengde og styrke på de observerte spektrallinjene bestemmes Solas kjemiske sammensetning på overflaten.

Sola har innvirkning på blant annet døgnrytmen og vær- og klimaforhold på Jorden. Elektromagnetisk stråling og partikler fra Sola absorberes i forskjellige høyder i Jordas atmosfære og påvirker således temperatur- og energiforholdene.

Det er ingen entydig sammenheng mellom solaktivitet og klima, blant annet fordi været ikke er likt på forskjellige steder på Jorda til samme tid. Forskerne har teoretiske modeller for å beregne vekselvirkningen mellom atmosfæren og aktiviteten på Sola, 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 Sola eller forurensninger på grunn av menneskelig aktivitet.

Dannelsen av Sola 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, som ved ytterligere sammentrekning dannet en stabil stjerne. Da densitet og temperatur i dens indre ble tilstrekkelig høy, startet en kjernebrenning, og Sola begynte å stråle. Solens utstråling er meget stabil, og den har økt med omkring 30 prosent fra den ble dannet til i dag. En massiv stjerne forbruker sin tilgjengelige kjerneenergi hurtigere enn en mindre massiv stjerne. Sola, som klassifiseres som en hovedseriestjerne, 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.

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
Jordas middelavstand, 1 AU 1368 W/m2
Rotasjonstid (sett fra Jorda)
Solas 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

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

7. mars 2011 skrev kristian bergstøl

kan noen gi meg en logisk forklaring på hvorfor planetene snurrer rundt solen?

8. mars 2011 svarte Oddbjørn Engvold

Planetene beveger seg i elliptiske baner omkring solen på grunn av solens tiltrekkende gravitasjonskraft og i henhold dynamiske lover. Lovmessighetene i planetenes baner rundt solen beskrives ved Keplers lover for planetenes bevegelser. Vi viser her til følgende artikkel: http://www.snl.no/Keplers_lover

13. november 2015 svarte Oddbjørn Engvold

En stjernehop er en gruppe stjerner som er bundet sammen av gravitasjonskrefter. Kulehoper er svært tette hoper som gjerne inneholder fra flere tusen opp til en million gamle stjerner, mens åpne stjernehoper er yngre og mye løsere knyttet sammen. De består av noen hundre stjerner. Innenfor en avstand på ca. 12 lysår fra Solen finner vi omkring 25 sollignede og noe kaldere stjerner, men Solen knyttes ikke til noen stjernehop.

Har du spørsmål om artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.