Sola

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

av . Begrenset gjenbruk

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.

av . Begrenset gjenbruk

Sola er en glødende kule av gass uten skarpt avgrenset fast overflate. Sola er den nærmeste stjernen til Jorden. Med hensyn til størrelse og masse er den en gjennomsnittlig stjerne i Melkeveisystemet.

Faktaboks

Også kjent som
Sol, solen

Planetene i solsystemet går i bane rundt Sola. Lyset fra Sola bruker omtrent åtte minutter fra Solas overflate til Jorden. Avstanden mellom Sola og Jorden er omtrent 150 000 000 kilometer. Sola er så stor at den ville kunnet romme over én million jordkloder.

Sola stråler ut store mengder energi som er grunnlaget for alt liv på Jorden. Denne energien blir til gjennom fusjon av hydrogen til helium i Solas indre. Alle energikilder vi bruker på Jorden, unntatt kjerneenergi, er lagret solenergi. Solas synlige overflate stråler ved en temperatur på nesten 6000 grader celsius.

Sola har inspirert mange myter og fortellinger fra kulturer rundt hele verden.

Solas indre

Solas 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 Sola. Slike utbrudd er opphavet til solstormer.

av . fri

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

av . fri

Den strålingen vi får fra Sola i dag, ble generert i dens indre for rundt ti millioner år siden. Opphavet til strålingen er kjernefusjon hvor temperaturen er nær 15 millioner kelvin og gasstrykket cirka 350 milliarder atmosfærer. Den samlede utstrålte energien svarer til en forbrenning av om lag 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. Disse nær masseløse partiklene beveger seg tett oppunder lyshastigheten. De vekselvirker omtrent ikke med annen materie og slipper dermed rett ut fra Sola. Nobelprisvinner Raymond Davis utviklet i 1960-årene et unikt nøytrinoobservatorium i en nedlagt gullgruve i South Dakota. Fra målinger av strømmen av solare nøytrinopartikler gjennom en årrekke viste han at flukstettheten bare var en tredjedel av den verdien som var forventet fra beregninger basert på kunnskap om temperatur og tetthet i solkjernen. Den «manglende» nøytrinofluksen i disse målingene førte til oppdagelsen av at nøytrinoene stadig skifter mellom tre typer («flavors»), hvorav målingene til Davis bare kunne registrere en av typene. Målinger fra andre nøytrinoobservatorier i senere år bekreftet denne forklaringen.

Solas atmosfære

Solas synlige overflate

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 kilometer og levetid fra åtte 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 cirka fem 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 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

Utenfor den synlige overflaten finnes kromosfæren og koronaen. Under totale solformørkelser ser man en sterkt rødlig, 3000–5000 kilometer tykk krans om måneranden. Denne delen av solatmosfæren som ligger like over fotosfæren, kalles kromosfæren. Gassens tetthet er her sunket til omkring en milliontedel av densiteten i fotosfæren, mens temperaturen er noe høyere, cirka 10 000 grader kelvin.

Solformørkelsene gir oss videre anledning til å beskue den svært lyssvake, blågrønnlige 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 Jorden.

Varm korona

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 dette. Man antar at den høye temperaturen 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.

Solas rotasjon

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

av . Begrenset gjenbruk

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.

Solvinden og heliosfæren

Sola. Solas 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.

av . Begrenset gjenbruk

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 kilometer per sekund. Hele solsystemet er innhyllet i denne uhyre tynne ekspanderende gass-skyen, heliosfæren. Partikkeltettheten er 1–10 per kubikkcentimeter.

Enkelte områder i solkoronaen hvor de magnetiske feltlinjene er åpne utover, er kilden til de kraftigste solvindene. Når disse vindene sveiper forbi Jorden, blir de energirike partiklene fanget inn i det jordmagnetiske feltet. De trenger deretter inn i den øvre atmosfæren i polarområdene, og er opphavet 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.

Solaktiviteter

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 grader kelvin, 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, det vil si nær 10 000 ganger styrken for de sterkeste geomagnetiske feltene.

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

Ut fra tidligere observasjoner finner man at Sola i perioden 1645–1715 hadde uvanlig få solflekker. 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 aktiviteten inntil 7000 år tilbake i tiden. Slike undersøkelser viser at det har vært flere perioder med liten eller ingen aktivitet. 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 flareutbrudd 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 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 for eksempel hele Quebec-området i Canada strømløst i over ni timer på grunn av en kraftig solstorm, og en amerikansk kommunikasjonssatellitt ble ødelagt i januar 1997.

Stråling fra Sola

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

av . Begrenset gjenbruk

Sola stråler over et stort område av det elektromagnetiske spektrumet, 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 med bølgelengde på 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 fotosfærelyset er gjennomskåret av såkalte absorpsjonslinjer. De mørke linjene er oppkalt etter den tyske fysikeren Joseph Fraunhofer, som i 1814 studerte og katalogiserte over 500 av dem. Nyere spektrale atlas inneholder mer enn 50 000 linjer i området 300–700 nanometer. 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 og klimaet på Jorden

Sola har innvirkning på blant annet døgnrytmen og vær- og klimaforhold på Jorden. Elektromagnetisk stråling og partikler fra Sola absorberes i forskjellige høyder i Jordens 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 Jorden 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.

Solas utvikling

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.

Solas 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 fem 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.

Fakta om Sola

Størrelse Verdi
Astronomisk tegn
Alder minst 4,5 milliarder år
Gjennomsnittlig avstand fra Jorden 149,6 millioner kilometer
Diameter 1,392 millioner kilometer
Masse 1,993 · 1027 tonn
Tetthet (gjennomsnittlig verdi) 1,41 gram per kubikkcentimeter (g/cm3)
Kjernen 160 g/cm3
Overflaten 10–7 g/cm3
Temperatur
Kjernen 15 millioner grader kelvin (K)
Overflaten 6000 K
Koronaen 1–2 millioner K
Utstråling (totalt) 63 200 kilowatt per kvadratmeter
Jordens middelavstand, 1 AU 1368 watt per kvadratmeter
Rotasjonstid (sett fra Jorden)
Solas ekvator 26,8 døgn
Heliosentrisk bredde 45 grader 29,3 døgn
Heliosentrisk bredde 75 grader 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.

Les mer i Store norske leksikon

Eksterne lenker

Kommentarer (5)

skrev kristian bergstøl

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

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

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.

Kommentaren din publiseres her. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan.

Du må være logget inn for å kommentere.

eller registrer deg