Sola

Vår Sol er den eneste stjerne som er så nær at vi kan observere og lære hvordan den er satt sammen og om dens mange fascinerende sider. Sola gir også viktig informasjon i studier av andre stjerner. Bildet er tatt med romteleskopet EIT 14. september 1999.
Sola
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Sola er en glødende kule av gass uten skarpt avgrenset fast overflate. Den den nærmeste stjernen til Jorden, og er i størrelse og masse en gjennomsnittlig stjerne i Melkeveisystemet. I volum tilsvarer den over én million jordkloder.

Faktaboks

Også kjent som
Sol, solen

Sola er sentrum i vårt solsystem, og planeter, dvergplaneter og en rekke mindre himmellegemer går i bane rundt den. På samme måte har de aller fleste stjerner i universet planeter i bane rundt seg. Det er veldig mange stjerner i vår galakse som er mindre enn Sola, og færre som er større. Den gjennomsnittlige massen til stjerner i vår galakse er sannsynligvis mindre enn en halv solmasse.

Sola stråler ved energi som blir til ved fusjon av hydrogen til helium i dens indre kjerne. Den er 4,5 milliarder år gammel, og har forbrukt nær halvparten av sin tilgjengelige energi. Solas synlige overflate stråler ved en temperatur på nær 5500 grader celsius. Dens stråling er grunnlaget for alt liv på Jorden. Alle energikilder vi bruker på Jorden, unntatt kjerneenergi, er lagret solenergi.

Vi kan lære mye om stjernene fra Sola, siden den er så nær oss at vi kan se strukturer på overflaten og atmosfæren. Avstanden mellom Sola og Jorden er omtrent 150 000 000 km, og lyset fra den bruker 8 minutter og 20 sekunder på veien til oss.

Sola omtales i mange mytologier: Grekerne kalte den Helios, og hos romerne het den Sol, som er navnet vi bruker.

Solas anatomi

I kjernen dannes Solas energi som blir ført til overflaten gjennom sonene for stråling og konveksjon. Atmosfæren består av fotosfæren, kromosfæren og den utstrakt korona.
Sola
Av /SOHO/ESA/NASA.
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Solas indre anatomi er kartlagt ved modeller som bygger på kunnskap om fysiske forhold og observert utstråling i kombinasjon med helio-seismologiske målinger.

Sola består av tre indre og tre ytre soner. I den indre kjernen dannes dens energi som stråler gjennom den neste sonen som er omgitt av laget hvor energien føres videre ved konveksjon. Atmosfæren over omfatter den synlige overflaten, fotosfæren, etterfulgt av en noe varmere kromosfære og helt ytterst en meget varm, tynn utstrakt korona.

I de tre indre områdene er gasstrykket dominerende og bestemmende for bevegelser og endringer i magnetfeltene som flyter omkring der. Over fotosfæren hvor gasstrykket er lavt, er forholdene helt motsatt. Der har de magnetiske feltene fullstendig overtak og styrer fordeling av masse, temperatur og bevegelser. Bilder av Solas kromosfære og korona viser magnetfeltenes form og fordeling i øyeblikket.

Solas indre

Den strålingen vi får fra Sola i dag, ble generert i dens indre for omkring én million år siden. Opphavet til strålingen er kjernefusjon av hydrogen til helium 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.

Atmosfæren

Fotosfæren

Utsnitt av Solas fotosfære som viser lyse granuler omgitt av mørke intergranulære felter. Granulene er gjennomsnittlig 1500 km i utstrekning.
Utsnitt av Solas fotosfære
Av /Institutet för solfysik, Stockholms universitet.
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Fotosfæren er Solas synlige overflate som 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 rundt 1000 km og levetid 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 km.

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.

Kromosfære og korona

Kromosfæren observert ved solranden med romsonden Hinodes Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS). Bildet viser de karakteristiske trådlignende spicules.
Kromosfæren
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Utenfor den synlige overflaten finnes kromosfæren og koronaen.

Under totale solformørkelser kommer kromosfæren til syne som en rosafarget, 3000–5000 km tykk krans rundt måneranden. I denne delen av solatmosfæren er gassens tetthet sunket til omkring en milliontedel av tettheten i fotosfæren, som ligger like under, og temperaturen er noe høyere – i gjennomsnitt cirka 10 000 K.

Opp gjennom kromosfæren øker temperaturen til omkring 30 000 K, for deretter å stige meget bratt til over 1 million grader i Solas korona. Dette smale området med ekstremt steil temperaturendring kalles overgangssonen.

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

Solas korona observert under en total solformørkelse fra Svalbard 18. mars, 2015. De dominerende lange, lyse trådene viser magnetfeltenes form og retning. De små, rødlige strukturene nær måneranden er protuberanser.
Solas korona
Av /University of Hawaii, Honolulu, Hawaii.
Lisens: Gjengitt med tillatelse

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. Mange andre stjerner også er omgitt av varme koronaer.

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.

Stråling fra Sola

Joseph Fraunhofer påviste at Solas fargespektrum inneholdt en rekke mørke linjer. Bølgelengden til en gitt linje kan entydig knyttes til absorpsjon fra et grunnstoff. Bildet viser bølgelengde-posisjon for de mørkeste linjene og tilhørende grunnstoff.
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

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.

Solas rotasjon

Solas konvektive sone roterer differensielt. Det innebærer at rotasjonshastigheten avtar fra Solas ekvator mot polene. Magnetfelter som er rettet nord-syd inne i Sola og flyter opp, er vridde i rotasjonsretningen innen de når overflaten.
Solas konvektive sone
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Solas indre kjerne og det termisk stabile området, roterer begge som et fast legeme, mens rotasjonsperioden i det konvektive området og overflaten er 24,2 døgn ved ekvator og den øker til nærmere 40 døgn i de polare områdene. En slik differensiell rotasjon er mulig siden Sola består av gass. I og med at Jorden i sin bane omkring Sola flytter seg med Solas rotasjon, blir dens tilsynelatende rotasjonsperiode ved ekvator noe lengre og omkring 27,2 døgn.

Solas rotasjon ble første gang lagt merke til og beskrevet av Galileo Galilei og Christoph Scheiner som i 1610 tok i bruk sine nye tilgjengelige teleskoper. De registrerte at solflekkene flyttet seg fra dag til dag, fra øst mot vest på solskiven, og konkluderte med dette at den roterte.

Solvind og heliosfære

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

Bildene viser én solskive uten flekker og en annen med én stor solflekkgruppe sammen med mange små flekker.
Solflekker
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

Solflekker

Nærbilde av en stor solflekkgruppe med flere mørke umbra omgitt av lysere penumbra, observert 15. juli 2002 med det svenske solteleskopet på La Palma.
Solflekkgruppe
Av /Stockholm Universitet.
Lisens: Gjengitt med tillatelse
Diagrammet viser de periodiske fluktuasjonene i solflekktallet de siste 400 år. Maunder minumum og Dalton minimum er to lengre perioder med, henholdsvis, nesten ingen og med få flekker.
Periodiske fluktuasjonene i solflekktall
Av /Berkeley Earth.
Lisens: Gjengitt med tillatelse

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

Lyse, magnetiske buer i Solas korona 9. august 1999 observert med NASA’s Transition Region and Coronal Explorer (TRACE). Strålingen fra slike buer stammer fra 1 million K varm gass og buene blir over 100 000 km høye.
Lyse, magnetiske buer i Solas korona
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse
En solar flare med et kraftig lysbluss og masseutbrudd fra et aktivt område nær solranden 27. oktober 2014. Bildet er tatt med NASA's Solar Dynamics Observatory (SDO).
Solar flare
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse
Bildet viser en Coronal Mass Ejection observert med-Solar & Heliospheric Observatory (SOHO). Bildet av Sola er satt inn i den sirkulære skiven som dekker for dens kraftige stråling. Den lyse masseskyen er registrert med et separat instrument om bord.
Coronal Mass Ejection
Av .
Lisens: Gjengitt med tillatelse

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.

Sola og klimaet på Jorden

Sola har innvirkning på blant annet døgnrytmen, årstidene 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

Vår Sol og andre stjerner er oppstått fra lokale, beskjedne fortetninger i enorme interstellare skyer av gass og støv. Gravitasjonskreftene i en slik sky førte til at gassen fortsatte å trekke seg sammen til en kompakt, mørk tåke, som ved ytterligere sammentrekning dannet en stabil stjerne. Da tetthet og temperatur ble tilstrekkelig høy i Solas indre startet kjernebrenningen og den begynte å stråle.

Solas utstråling er meget stabil. Den en 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 ese ut å bli en rød kjempestjerne som vil svelge Merkur og Venus. Vår Jord og øvrige planeter vil bli dramatisk berørte. Den vil deretter skrumpe inn til en hvit dvergstjerne som etter flere milliarder år vil 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

Sted 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)

Sted Rotasjonstid
Solas ekvator 26,8 døgn
Heliosentrisk bredde 45 grader 29,3 døgn
Heliosentrisk bredde 75 grader 31,8 døgn

Gjennomsnittlig sammensetning

Stoff 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