Wikipedia

Solen

stjerne i midten af solsystemet
(Omdirigeret fra Solmasse)

For alternative betydninger, se Sol. (Se også artikler, som begynder med Sol)

Solen (latin: Sol; græsk: Helios) er den stjerne, som sammen med sit planetsystem udgør solsystemet. Jorden og andet stof (herunder andre planeter, asteroider, meteoroider, kometer og støv) kredser om Solen, som i sig selv udgør omkring 99,8 % af solsystemets masse. Energi fra Solen er – bl.a. i form af sollys – afgørende for næsten alt liv på Jorden via fotosyntese. Solen er den drivende kraft i Jordens klima og vejr, og den står for ca. 1/3 af tidevandsvirkningen i havene, resten står Månen for.[2][3]

Solen ☉
Solen
Solen den 7. juni 1992. Solpletten nederst til venstre er omkring 5 gange større end Jorden.
Observationsdata
Gns afstand fra Jorden: 149.600.000 km
Tidsafstand ved lysets hastighed: 8,31 min
Lysstyrke: -26,8 MV[1]
Absolut størrelsesklasse: 4,76m[1]
Karakteristika: Fysik
Diameter: 1,392×106 km
Relativ diameter (dS/dE): 109
Overflade: 6,09 × 1012 km²
Rumfang: 1,41 × 1027 m3
Masse: (1,98843 ± 0,00003) × 1030 kg
Jordmasser: 333.400 M⊕
Massefylde: 1410,2 kg/m3
Tyngdeacc. ved overfladen: 274 m/s2
Relativ tyngde ved overfladen: 27,9 g
Overfladetemperatur: 5780 K
Temperatur i korona: 5 × 105 K
Luminositet (LS): 3,827 × 1026 J s−1
Karakteristika: Omdrejningstid
Ved ækvator: 27 dage 6 timer 36 minutter
Ved 75° bredde: 31 dage 19 timer 12 minutter
Omløbstid omkring galaksens centrum: 2,2 × 108 år
Bestanddele
Brint (H) 73,46 %
Helium (He) 24,85 %
Ilt (O) 0,77 %
Kulstof (C) 0,29 %
Jern (Fe) 0,16 %
Neon (Ne) 0,12 %
Kvælstof (N) 0,09 %
Silicium (Si) 0,07 %
Magnesium (Mg) 0,05 %
Svovl (S) 0,04 %

Stoffet i Solen udgøres af brint (som udgør omkring 74 % af dens masse, eller 92 % af dens rumfang), helium (omkring 25 % af massen, 7 % af rumfanget) og mindre mængder af andre grundstoffer. Solens spektralklasse er G2V. G2 indikerer, at dens effektive temperatur, (dvs. gennemsnitstemperaturen i den dybde, som vi kan se ind til gennem dens atmosfære) er ca. 5.780 K (eller omkring 5.507 grader Celsius / 9.944 Fahrenheit), hvilket giver den en hvid farve, som på grund af atmosfærisk spredning for det meste ser ud som gul farve set fra Jordens overflade. Når solen står lavt på himlen, giver spredningen den i stedet en orange eller rød farve.

Dens spektrum indeholder spektrallinjer for ioniserede og neutrale metaller foruden meget svage hydrogenlinjer. Romertallet V i spektralklassen indikerer, at Solen er en stjerne i hovedserien, hvorfor dens energi genereres ved fusion af brintkerner til helium. Den er i hydrostatisk ligevægt, så den over meget lange tidsperioder hverken trækker sig sammen eller udvider sig, fordi tyngden af dens stof afbalanceres af det udadrettede strålingstryk fra den indre fusionsproces.

Solen er en af stjernerne i galaksen Mælkevejen og kredser om dennes centrum i en afstand på omkring 26.000 lysår og fuldfører et omløb på ca. 225–250 millioner år.

Solens regelmæssige daglige opgang i øst og nedgang i vest og dens regelmæssige daglige og årlige tilsyneladende vandring på himlen har sammen med de forskellige andre solfænomener inspireret og udfordret menneskeheden i årtusinder. Der er ud fra dette konstrueret forskellige verdensbilleder, som har sat sig dybe spor i historien ved at påvirke religion og kultur, og den indhøstede viden har frembragt en lang række praktiske opfindelser og befordret opdagelser og videnskabens udvikling i bred forstand.

Symbolet for Solen i astronomien er en cirkel med en prik i centrum: ☉. I øvrigt anvendes ordet "sol" også som synonym for "stjerne".

Oversigt

Solen er en stjerne af tredje generation, hvis dannelse kan være igangsat af chokbølger fra en eller flere supernovaer, der er forekommet i dens nærhed.[4] Dette fremgår af den store forekomst af tunge grundstoffer som guld og uran i solsystemet. Disse stoffer er mest sandsynligt produceret enten ved atomare reaktioner under en supernova eller ved stofomdannelse via neutronabsorption i det indre af en kæmpestjerne af anden generation.

Solens placering

 
Nærmeste stjerne afstande i forhold til Solen som funktion af titusinder af år.

Der anslås at være 200-400 milliarder stjerner i Mælkevejen, som er en flad bjælkegalakse placeret i galaksehoben Den lokale gruppe, der består af ca. 50 nabogalakser, som igen er en del af Virgo-superhoben. Mælkevejen er 70-100.000 lysår i tværsnit, og Solen er placeret ca. 26.000 lysår fra centrum i den spiralarm, som kaldes Orion-armen.

Mælkevejen omfatter mere end 100 millioner stjerner af Solens G2-klasse. På grund af stjernernes fordeling efter lysmængde lyser Solen i virkeligheden klarere end 85% af Mælkevejens stjerner, fordi de fleste er røde dværge.[5] Solen kredser om Mælkevejens centrum med en omløbshastighed på 217 km/s, hvilket svarer til et lysår for hver 1.400 år og til en astronomisk enhed (AU) for hver 8 dage.[6]

Den nærmeste nabostjerne til Solen er Proxima Centauri, hvis afstand i øjeblikket er 4,22 lysår. Den lyser meget svagt og er del af et 3-stjerne-system, hvori stjernerne Alfa Centauri A og Alfa Centauri B indgår.[7] Alfa Centauri A er med en afstand i øjeblikket på 4,39 lysår Solens nærmeste nabo af G2-klassen, og hvis Solen kunne betragtes fra denne stjerne, ville den synes at befinde sig i stjernebilledet Cassiopeia.

 
Tegning af Mælkevejen med Solens placering i Orion-spiralarmen

Der blev opdaget en ny nabo i 2013 kaldet WISE J104915.57-531906, der består af to brune dværgstjerner, som i øjeblikket er 6,5 lysår fra Solen.[8]

Solen og Jorden

Sollys er den primære energikilde på Jordens overflade. Solarkonstanten er den effekt, som solen leverer per arealenhed, som er udsat for sollys, og den er af størrelsen ca. 1.370 watt per kvadratmeter i en afstand af 1 AE fra Solen, dvs. på eller nær Jorden. Det sollys, som når Jordens overflade er imidlertid dæmpet af atmosfæren, så værdien er tættere på 1.000 watt per direkte belyst m² i klart vejr og med solen nær zenith. Denne energi kan udnyttes gennem en lang række naturlige og syntetiske processer – fotosyntese i planter udnytter sollysets energi og omdanner den til kemisk form (ilt og reducerede kulstofforbindelser), mens direkte opvarmning eller elektrisk omdannelse i solceller benyttes af solenergi-udstyr til at fremstille elektricitet eller til at udføre andet nyttigt arbejde. Den energi, som er oplagret i olie og andre fossile brændstoffer stammer oprindeligt fra sollys, der blev omdannet ved fotosyntese i en fjern fortid.

Mange fænomener i den atmosfæriske optik er direkte eller indirekte forbundet med sollyset og mange optræder lige ved siden af eller sammen med solen. Det drejer sig om solopgang og solnedgang, men også halo-effekter som 22°-haloen, bisole og lyssøjler. Et velkendt syn er tusmørkestråler og regnbuer, hvorimod grønne glimt, der kan optræde ved solnedgang, er sjældne.

 
Tusmørkestråler

Ultraviolet lys fra solen har antiseptiske egenskaber og kan benyttes til sterilisation af redskaber. Hos mennesket forårsager det også solbrændthed og har medicinske virkninger som f.eks. at fremme produktionen af vitamin D. Ultraviolet lys dæmpes særlig meget i Jordens atmosfære, hvorfor dettes styrke varierer meget med breddegraden, eftersom sollyset passerer en længere strækning gennem atmosfæren ved højere bredder. Denne forskel har forårsaget mange biologiske tilpasninger, herunder forskellen på menneskers hudfarve i forskellige egne af kloden.[9]

 
Solens teoretiske analemma, set mod øst på den nordlige halvkugle

Set fra Jorden ændrer solens bane over himlen sig i løbet af året. Den figur, som dannes ved at angive solens position på samme tid og fra samme sted hver dag i et helt år, kaldes jordens analemma og ligner et ottetal omkring en akse fra nord til syd. Selvom den mest udprægede ændring af solens tilsyneladende position i årets løb er i nord-/sydlig retning (der omfatter en vinkel på 47 grader på grund af jordaksens hældning på 23,5 grader i forhold til Solen) er der også en øst-/vestlig komponent, som skyldes Jordens acceleration, når den nærmer sig perihelium i banen omkring Solen og den tilsvarende formindskelse af farten, når den bevæger sig væk fra Solen for at nærme sig aphelium. Ændringen i tilsyneladende vinkel i retningen nord/syd er hovedårsagen til, at Jorden har skiftende årstider.

Solen er en magnetisk aktiv stjerne, der vedligeholder et stærkt og skiftende magnetfelt, som varierer fra år til år, og som skifter retning nogenlunde hvert ellevte år omkring solpletmaksimum. Solens magnetiske felt udløser flere effekter, som under et kaldes solaktivitet, og som inkluderer solpletter på Solens overflade, soludbrud (flares) og ændringer i den solvind, som transporterer materiale gennem solsystemet. Solaktivitetens virkning på Jorden ses bl.a. som nordlys og sydlys, der forekommer på moderate til høje breddegrader samt som forstyrrelser af radiokommunikation og elektricitetsforsyning. Derudover menes solaktiviteten at have spillet en stor rolle i solsystemets dannelse og udvikling, og den indvirker kraftigt på strukturen af Jordens ydre atmosfære.

Skønt Solen som Jordens nærmeste stjerne er blevet studeret intensivt, er der stadig mange uafklarede spørgsmål omkring den. Det gælder f.eks. sp�rgsm�let om, hvorfor dens ydre atmosf�re har en temperatur p� mere end 1 million K, mens temperaturen ved dens synlige overflade, fotosf�ren, er mindre end 6.000 K. Aktuelle emner for forskningen er Solens regelm�ssige cyklus for solpletaktivitet, fysikken i og oprindelsen til soludbrud og protuberanser, den magnetiske interaktion mellem kromosf�ren og koronaen samt solvindens oprindelse.

Livscyklus

  Hovedartikel: Solsystemets dannelse og udvikling.
  Uddybende artikel: Solens dannelse og udvikling

Solens alder er bestemt ved nukleokosmokronologi og brug af computermodeller for stjerners udvikling og ansat til at v�re omkring 4,57 milliarder �r.[10] Den opstod ved gravitationel kollaps i en interstellar gassky i en proces, som varede ca. 50 millioner �r, og i l�bet af hvilken planeterne ogs� dannedes.

 
Solens livscyklus i hovedtr�k.
�ndringen af soloverfladens st�rrelse (ikke skalatro) i forhold til en tidsakse, hvis enhed er 1 mia. �r. Solens nuv�rende placering er vist med en bl� pil. Se i �vrigt tekstens beskrivelse af udviklingens forl�b.

Solen er nu nogenlunde halvvejs gennem den tid, hvor den befinder sig i stjernernes hovedserie i Hertzsprung-Russell-diagrammet, mens fusionsreaktioner i dens indre kerne omdanner brint til helium. Hvert sekund omdannes her mere end 4 millioner ton stof til energi, idet der produceres neutrinoer og str�ling. Kun ca. 0,7% af brinten omdannes til energi, resten fusioneres til helium. Med denne omdannelseshastighed har Solen indtil nu forbrugt en masse, der svarer til omkring 100 jordmasser, til energi. Solen vil v�re en stjerne i hovedserien i ca. 10 milliarder �r.

Solen har ikke tilstr�kkelig masse til at eksplodere som en supernova, men om 4-5 milliarder �r vil den tr�kke sig sammen og bliver varmere, n�r brinten i kernen er brugt op. Den h�jere temperatur vil medf�re, at brint i en skal uden om kernen kan starte fusion og forbr�nde hurtigere, og Solen udvikler sig herved til en r�d k�mpestjerne. Fusion af helium vil begynde, n�r kernens temperatur n�r omkring 100 MK, og der vil produceres carbon og ilt. Det er sandsynligt, at Solens ydre lag vil n� ud til Jordens bane, men nyere forskning tyder p�, at Jorden forinden vil v�re presset l�ngere v�k af det stof, som Solen har mistet tidligere i fasen som r�d k�mpe.[11] P� det tidspunkt vil det meste af Jordens atmosf�re v�re bl�st ud i rummet; p� grund af Solens stadig for�gede energiudstr�ling vil alt vand p� Jorden allerede v�re fordampet om lidt mere end 2 milliarder �r.

Efter fasen som r�d k�mpe vil intense varmepulseringer bevirke, at Solens ydre lag afst�des og danner en planetarisk t�ge, mens den ekstremt varme kerne vil blive tilbage og langsomt afk�les og aftage i lysstyrke. Solen vil her v�re en hvid dv�rg og forblive s�dan i mange milliarder �r. Dette udviklingsforl�b er helt typisk for stjerner, der har fra lav til mellemstor oprindelig masse.[11][12]

Store stjerner kan i visse tilf�lde efter at have gennemg�et alle sine faser blive til et sort hul.

Struktur

 
Solens opbygning: 1�kerne, 2�str�lingszone, 3�konvektionszone, 4�fotosf�re, 5�kromosf�re, 6�korona, 7�protuberans

Solen er en stjerne af gennemsnitsst�rrelse og indeholder over 99% af solsystemets totale masse. Den er en n�sten fuldendt kugle med en minimal fladtrykthed, som ansl�s at v�re omkring en 9 milliontedel,[13] hvorfor dens diameter ved polerne kun er ca. 10�km mindre end diameteren ved dens �kvator, fordi centrifugalkraftens virkning ved soloverfladen (grundet Solens forholdsvis langsomme rotation) er 18 millioner gange svagere end tyngdekraftens, og fordi tidevandsvirkningen fra planeterne er for svag til at p�virke dens form m�rkbart. Solen roterer om sig selv, men da stoffet er i plasmatilstand, er dens rotation differentiel, s� den roterer hurtigere ved �kvator end ved polerne. Den "egentlige" rotationstid er ca. 25 dage ved �kvator og 35 dage ved polerne. Jordens oml�b om Solen betyder, at den ses fra stadigt skiftende positioner, hvorfor der fra Jorden ses en "tilsyneladende rotationstid" p� omkring 28 dage ved Solens �kvator.

Solen har ikke en skarp overfladegr�nse som faststofplaneterne. I dens yderste dele falder gassernes t�thed n�rmest eksponentielt med afstanden fra Solens centrum. Solen har imidlertid en veldefineret indre struktur som beskrevet i det f�lgende. Solens radius m�les fra dens centrum til kanten af fotosf�ren, som er det lag, over hvilket gasserne er for afk�lede eller fortyndede til at kunne udstr�le nogen betydende m�ngde lys. Fotosf�ren er den overflade, som tydeligst er synlig med det blotte �je. Hovedparten af solens masse ligger indenfor en afstand af omkring 0,7 radier fra centrum.

Det indre af solen kan ikke observeres direkte, og solen selv er uigennemsigtig for elektromagnetisk str�ling. P� samme m�de som seismologien benytter b�lger frembragt af jordsk�lv til at afsl�re Jordens indre struktur, kan helioseismologi benytte trykb�lger (infralyd), der genneml�ber solens indre, til at m�le og vise solens indre struktur. Ligeledes benyttes computermodeller af solen som v�rkt�j til teoretiske unders�gelser af dens dybere lag.

Kernen

  Uddybende artikel: Solens kerne

Solens kerne str�kker sig fra solens centrum og ud til omkring 20-25�% solens radius.[14] Dens t�thed er op imod 150.000�kg/m3,[15][16] (150 gange vands t�thed p� Jorden) og den har en temperatur t�t p� 15,7 mio. kelvin (K).[16]. Nylige analyser foretaget af data fra SOHO-missionen tyder p� en hurtigere rotation af kernen end af den �vrige str�lingszone.[17]

 
Billede af solen, taget af Hinodes Solar Optical Telescope 12. januar 2007. Det viser tydeligt den "filamentagtige" struktur af det plasma, som forbinder regioner med modsat magnetisk polaritet

Gennem det meste af solens eksistens produceres energien ved fusion gennem en række trin, der kaldes p-p (proton-proton)-kæden. Denne proces omdanner brint til helium,[18] og kernen er det eneste sted i solen, som producerer en betydelig mængde varme via fusion. Stjernens øvrige dele opvarmes af energi, som strømmer udad fra kernen. Al den energi, som produceres ved fusion i kernen, må trænge gennem mange lag af solen ud til fotosfæren, før den undslipper til rummet som sollys eller som kinetisk energi fra partikler.[19][20]

Hvert sekund konverteres omkring 3,4 × 1038 protoner (ud af de omkring ~8,9 × 1056 frie protoner i solen i alt) til helium,[19] hvilket frigør energi fra masse-energi omsætningen svarende til 383 × 1024 Watt (383 trillioner MW) eller energien fra 9,15 × 1010 megaton TNT.[1]> I vægtenheder svarer processen til, at der per sekund omdannes ca. 564 millioner ton brintkerner til ca. 560 millioner ton helium, mens massetabet på ca. 4,26 millioner ton per sekund er omsat til energi.

Egentlig er solkernen for "kold“ til kernefusion, fordi den kinetiske energi af partiklerne ikke er høj nok til, at sammenstød mellem dem kan overvinde frastødningskræfterne mellem de positivt ladede protoner. Når fusion alligevel finder sted, skyldes det den kvantemekaniske tunneleffekt. Ifølge kvantemekanikken er en proton en slags udbredt bølge uden en nøjagtigt defineret position, og dens energi svinger omkring en middelværdi. Derved bliver der en meget ringe sandsynlighed for, at to protoner kommer så nær hinanden, at de kan smelte sammen ved at "tunnelere" gennem de frastødende kræfters energiniveau. Den minimale sandsynlighed herfor mere end opvejes af det umådelige antal protoner, som er til stede. Denne "nedbremsede“ kernefusion har den gunstige betydning for solsystemet og livet på Jorden, at solen sparer på sit energiforråd og kan udstråle konstante energimængder i meget lang tid. Solens lange levetid skyldes dens relativt lille masse og den ringe sandsynlighed for kernefusion.

Trods de store tal er energiproduktionen i solens kerne derfor ekstremt lav, nemlig ca. 0,3 μW/cm³ eller ca. 6 μW/kg. Til sammenligning udvikler et almindeligt stearinlys varme af en størrelse på 1 W/cm³ og menneskekroppen ca. 1,2 W/kg. Brug af plasma med lignende egenskaber til energiproduktion på Jorden ville være helt upraktisk, eftersom selv et lille 1 GW kernekraftværk ville kræve omkring 170 milliarder ton plasma som solens. Jordiske reaktorer kræver derfor langt højere plasmatemperaturer end i solen for at være nyttige.

Kernefusions hastighed afhænger stærkt af stoffets tæthed (og i særdeleshed af dets temperatur), så fusionshastigheden i kernen er i selvoprettende ligevægt: En let forhøjet hastighed ville opvarme kernen mere og få den til at udvide sig imod vægten af de udenfor liggende lag. Denne udvidelse ville nedsætte fusionshastigheden og derved korrigere for afvigelsen, altså ved negativ feedback. Modsat ville en let formindsket hastighed virke afkølende på kernen og få den til at trække sig sammen, hvilket igen ville forøge fusionshastigheden og bringe den tilbage til det oprindelige niveau.

De højenergi-fotoner (gamma- og røntgenstråler), der udløses ved fusionsprocesserne, de dominerende, såkaldte PP-kæder og (i langt mindre grad) CNO-cyklus, absorberes efter få millimeters rejse i solens plasma og genudsendes i tilfældig retning (med et ganske lille energitab). Det tager derfor lang tid for stråling at nå solens overflade. Skøn over fotonernes "rejsetid" går fra så meget som 50 millioner år[21] til så lidt som 17.000 år.[22] Efter en sidste rejse gennem det ydre konvektionslag og til den transparente "overflade" af fotosfæren, undslipper fotonerne som synligt lys. Hver gammastråle i solens kerne omdannes til flere millioner fotoner, før de undslipper til rummet. Fusionsprocessen i kernen udløser også en stor mængde neutrinoer, men de reagerer kun yderst sjældent med stof, hvorfor næsten alle undslipper fra solen med det samme. I mange år gav målinger af det antal neutrinoer, som kom fra solen, et antal som var en faktor 3 mindre end den teoretiske værdi. Dette såkaldte neutrinoproblem for solen løstes fornylig, da virkningen af neutrinooscillation blev opdaget: Solen udsender virkelig det forudsagte antal neutrinoer, men neutrinodetektorerne fangede ikke 2/3 af dem.

Strålingszonen

I området fra omkring 0,2 til omkring 0,7 solradier er materien varm og tæt nok til, at varmestråling er tilstrækkelig til at transportere den intense varme fra kernen udad. I denne zone er der ingen termisk konvektion, for selvom stoffet afkøles efterhånden som det når længere ud, er denne temperatur-gradient lavere end den adiabatiske procesrate og følgelig ude af stand til at vedligeholde konvektion. Som beskrevet ovenfor videregives varme via stråling, idet dannede fotoner efter at have bevæget sig en kort distance absorberes af brint- og heliumioner, genudsendes og absorberes, hvilket gentager sig igen og igen. På denne måde baner energien sig langsomt vej udad.

Konvektionszonen

 
En illustration af solens opbygning.
(Varmesøjlerne i konvektionszonen er antydet. Se illustration ovenfor med forklaring af solens enkelte lag).

I solens ydre lag (de yderste ca. 30 % af solens radius) er plasmaet ikke tæt eller varm nok til at overføre varmeenergien fra solens indre udad via stråling. Følgelig optræder der varmekonvektion i form af varmesøjler, som fører varmt stof til solens overflade (fotosfæren). Når stoffet afkøles ved overfladen, synker det tilbage mod konvektionszonens bund, hvor det igen opvarmes ved kontakt med strålingszonen. Der forekommer muligvis et konvektionsoverskud i bunden af konvektionszonen, så de turbulente nedsynkninger når "for langt" og altså trænger ind i strålingszonens yderste lag.

Varmesøjlerne i konvektionszonen sætter deres aftryk på solens overflade ved at gøre den granuleret. Den turbulente konvektion virker som dynamo på "lille skala" og frembringer magnetiske nord- og sydpoler overalt på soloverfladen.

Fotosfæren

Fotosfæren er solens synlige overflade, dvs. det lag, under hvilket solen bliver uigennemsigtig for synligt lys. Over fotosfæren kan sollyset frit udbrede sig i rummet, og dets energi undslipper helt fra solen.

Ændringen i gennemsigtighed skyldes den aftagende mængde H- ioner, der let absorberer synligt lys. Omvendt produceres det lys, vi ser, ved at elektroner reagerer med brintatomer og danner H- ioner.[23][24] Fotosfæren er i virkeligheden op til 3-400 kilometer tyk og er lidt mere gennemsigtig end luft på Jorden. Eftersom fotosfærens øvre lag er køligere end de nedre, ser et billede af solen klarere ud omkring solens centrum end ved dens rand, et fænomen, som kaldes randformørkelse. Sollys har tilnærmelsesvis et sortlegeme-spektrum, som dels viser, at dens effektive temperatur er ca. 5.780 K, dels at dens spektrum indeholder tusinder af atomare absorptionslinjer fra de tynde lag oven over fotosfæren. Partikeltætheden i fotosfæren er omkring 1023 m−3 (hvilket er omkring 1% af partikeltætheden i Jordens atmosfære ved havets overflade eller omtrent som tætheden af luften i 30 km højde).

I tidlige undersøgelser af fotosfærens optiske spektrum opdagedes nogle absorptionslinjer, som ikke svarede til noget hidtil kendt grundstof på Jorden. I 1868 fremsatte Lockyer den hypotese, at disse absorptionslinjer skyldtes et nyt grundstof, som han kaldte helium efter den græske solgud Helios. Først 25 år senere blev helium opdaget på Jorden.[25]

Atmosfæren

 
Solens korona under solformørkelsen i 1999, kort før solpletmaksimum. Strålerne udbredes til alle sider. Fotograf: Luc Viatour
 
Solens korona under solformørkelsen i 2006, kort før solpletminimum. Strålerne udbredes næsten kun i det magnetiske ækvatorplan. Fotograf: Ralf Künnemann

De dele af solen, som ligger over fotosfæren, kaldes under et for solens atmosfære. De kan ses med teleskoper, som dækker det elektromagnetiske spektrum fra radiobølger over synligt lys til gammastråler, og de omfatter fem vigtige zoner: Temperaturminimum, kromosfæren, overgangsregionen, koronaen og heliosfæren. Heliosfæren, som er solens yderste, meget tynde atmosfære, strækker sig helt ud over Plutos bane til heliopausen, hvor den danner en skarp grænse (chokfront) til det interstellare rum. Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er meget varmere end soloverfladen. Den fulde forklaring herpå kendes endnu ikke.

 
Solens kromosfære fotograferet i H-α-lys

Det køligste lag af solen er temperaturminimum-regionen omkring 500 km over fotosfæren. Den har en temperatur på ca. 4.000 K og er dermed afkølet nok til, at der kan opbygges simple molekyler som kulilte og vand, og disses tilstedeværelse er konstateret ud fra deres absorptionsspektre.

Over dette lag følger et tyndt lag med en tykkelse på omkring 2.000 km, hvis spektrum domineres af emissions- og absorptionslinjer. Laget kaldes kromosfæren fra den græske rod chroma, som betyder farve, fordi det er synligt som et farvet glimt ved begyndelsen og afslutningen af en total solformørkelse. Temperaturen i kromosfæren stiger gradvis med højden og når øverst op imod 100.000 K.

Efter kromosfæren følger solens overgangsregion, hvor temperaturen stiger meget hurtigt fra ca.100.000 K til koronatemperaturer tæt ved en million K. Stigningen skyldes en faseovergang, hvor helium i regionen bliver fuldstændig ioniseret af de høje temperaturer. Overgangsregionen findes ikke i en veldefineret højde, men danner snarere et slør eller en "glorie" omkring kromosfæriske fænomener som spiculer og solfilamenter, og den er i konstant, kaotisk bevægelse. Overgangsregionen er vanskelig at se fra Jordens overflade, men er let at observere fra rummet med instrumenter, som er følsomme for den mest ultraviolette del af spektret.

Koronaen er solens udvidede, ydre atmosfære, der har et langt større rumfang end solen selv. Den har en blød overgang til solvinden, som fylder hele solsystemet og heliosfæren. Den lave del af koronaen, som er forholdsvis tæt på soloverfladen, har en partikeltæthed i intervallet 1014 m−3 – 1016 m−3. (Hvor værdien for jordatmosfæren til sammenligning har en værdi på ca. 2×1025 m−3). Koronaens temperatur er adskillige millioner grader kelvin, og selv om der endnu ikke findes en komplet teori, som forklarer denne høje værdi, vides noget af varmen at stamme fra magnetisk rekonnektion.

Heliosfæren strækker sig fra ca. 20 solradier (0,1 AU) til solsystemets yderste grænser. Dens indre afgrænsning defineres som det lag, i hvilket solvindens strømning bliver superalfvénisk, hvormed menes, at strømningen sker hurtigere end farten af Alfvén-bølger. Turbulens og dynamiske kræfter uden for denne grænse kan ikke påvirke formen af solkoronaen indenfor, eftersom information herom kun kan udbredes med Alfvén-bølgers fart. Solvinden breder sig uafbrudt udad gennem heliosfæren, og giver samtidig solens magnetfelt spiralform, indtil den møder heliopausen mere end 50 AU fra solen. I december 2004 passerede rumsonden Voyager 1 gennem en chokfront, som menes at være en del af heliopausen. Begge Voyager-sonder har registreret højere niveauer af energirige partikler, når de nærmede sig grænsen.[26]

Solcyklus

  Uddybende artikel: Solplet

Solpletter og solpletcyclus

 
Målte variationer i solens cyklus de sidste 30 år
 
Antallet af observerede solpletter (månedligt gennemsnit) i de sidste 250 år. Den omtrentlige 11-års periode fremgår tydeligt af figuren

Når solen ses gennem et passende filter, er dens solpletter et af dens umiddelbart synlige træk. Det er tydeligt afgrænsede områder på overfladen, som viser sig mørkere end deres omgivelser på grund af lavere temperatur. Solpletter er områder, hvor intens magnetisk aktivitet med stærke magnetfelter forhindrer konvektionen og derved reducerer energitransporten fra det varme indre til overfladen. Det magnetiske felt forårsager stærk opvarmning i koronaen og danner aktive regioner, som er udgangspunkt for intense soludbrud og udstødelse af koronamasse. De største solpletter kan være titusindvis af kilometer i tværsnit.

Antallet af solpletter, som er synlige på solen, er ikke konstant, men varierer over en omtrent 11-årig periode. Ved et typisk solminimum ses kun få solpletter og af og til slet ingen. De, som ses, viser sig ved høje breddegrader på solen. I løbet af den typiske solpletperiode øges antallet, og de optræder nærmere ved solens ækvator, et fænomen som er beskrevet ved Spörers lov. Solpletter forekommer sædvanligvis parvis med modsat magnetisk polaritet. Polariteten af den mest fremtrædende solplet skifter for hver solpletperiode, så den vil være en magnetisk nordpol i den ene periode og en magnetisk sydpol i den næste.

Solens cyklus har stor indflydelse på rumvejret og en mærkbar indvirkning på Jordens klima. Der er tendens til, at solpletminima er korrelleret med lavere temperaturer på Jorden, og tilsvarende at perioder med varighed over gennemsnittet korrelerer med højere temperaturer. Det debatteres, om denne korrelation også betyder en årsagssammenhæng. I det 17. århundrede ser cyklussen ud til helt at være stoppet, så der er observeret meget få solpletter i denne periode. Perioden kendes som Maunder minimum eller den lille istid, hvor Europa oplevede meget lave temperaturer.[27] Endnu tidligere minimumsperioder er fundet ved analyse af årringe og lader også til at have faldet sammen med globale temperaturer under gennemsnittet. Også danske solforskere er nu enige om at ændringer i solaktivitet ikke har bidraget til den globale opvarmning i det mindste siden ca. 1980.[28]

Mulig langvarig cyklus

En nylig teori hævder, at der er magnetisk ustabilitet i solens kerne, som bevirker svingninger i perioder på 41.000 eller 100.000 år. Disse kunne give en bedre forklaring på Jordens istider end den, der fås ved at se på den teori, som kaldes Milanković-cykler. Som mange andre teorier i astrofysikken kan den nye teori ikke testes direkte.[29][30]

Teoretiske problemer

Koronatemperaturen

Fotosfæren vides at have en temperatur omkring 6.000 K, mens koronaen ovenover har en temperatur på 1.000.000 K. Denne høje temperatur viser, at koronaen varmes op af noget andet end direkte varmeledning fra fotosfæren.

Det menes, at den nødvendige energi til opvarmning af koronaen stammer fra turbulent bevægelse i konvektionszonen under fotosfæren, og der er foreslået to hovedmekanismer til forklaring af, hvordan den kan føre til koronaopvarmning. Den første er opvarmning via bølger, hvor der opstår lyd-, tyngdekraft- og magnetohydrodynamiske bølger ved turbulensen i konvektionszonen. Disse vil udbrede sig opad og spredes i koronaen, idet de afgiver deres energi til den omgivende gas i form af varme. Den anden mekanisme er opvarmning fra magnetiske felter, hvor magnetisk energi uafbrudt opbygges af bevægelser i fotosfæren og frigives ved magnetisk rekonnektion i form af store soludbrud og myriader af lignende, men mindre fænomener.[31]

For nærværende er det uklart, om bølger er en effektiv mekanisme til opvarmning. Det er konstateret, at alle bølger med undtagelse af Alfvénbølger spredes eller brydes, før de når koronaen.[32] Yderligere spredes Alfvénbølger ikke let i koronaen. Forskningens fokus er derfor nu rettet mod opvarmningsmekanismer i forbindelse med soludbrud, og en mulig forklaring kan ligge i mange vedvarende udbrud på lille skala,[33] men spørgsmålet undersøges stadig.

Solens svagtlysende periode

  Uddybende artikel: Den svage sols paradoks

Teoretiske modeller for solens udvikling antyder, at solen i den arkæiske periode for fra 3,8 til 2,5 milliarder år siden kun lyste med 70% af sin nuværende styrke. En så svag stjerne ville ikke have været i stand til at sørge for, at vandet på jorden var flydende, og livet skulle derfor ikke have kunnet udvikle sig. De geologiske kendsgerninger viser imidlertid, at Jorden har haft en temmelig konstant temperatur gennem hele sin eksistens, og at den unge jord i virkeligheden var noget varmere end nu. Konsensus blandt videnskabsmænd omkring dette er, at atmosfæren dengang indeholdt langt større mængder drivhusgasser (som kuldioxid, metan og/eller ammoniak) end nu, og at de tilbageholdt nok varme til mere end at kompensere for den mindre mængde solenergi, som nåede planeten.[34]

Magnetfelt

 
Det heliosfæriske strømtæppe strækker sig ud til de yderste egne af Solsystemet og forårsages af indflydelsen fra Solens roterende magnetfelt på plasmaet i det interplanetare medium.[35]

Solen er en magnetisk aktiv stjerne. Den skaber et stærkt og skiftende magnetfelt, som varierer fra år til år og skifter retning omkring hvert ellevte år omkring solpletmaksimum.[36] Nasa har offentliggjort en video af en magnetfeltsvending.[37] Dette magnetfelt har mange virkninger, som under et betegnes solaktivitet, og som omfatter solpletterne på Solens overflade, soludbrud og variationer i solvinden, som fører materiale gennem Solsystemet.[38] Solaktivitetens virkninger på Jorden omfatter bl.a. aurora på fra moderate til høje breddegrader og forstyrrelse af radiokommunikation og strømforsyning. Solaktivitet menes at have spillet en rolle i Solsystemets dannelse og udvikling, og den ændrer strukturen af Jordens ydre atmosfære.[39]

Alt stof på solen findes i form af gas og plasma på grund af dens høje temperatur. Derfor kan solen have differentiel rotation med forskellig hastighed ved forskellige breddegrader, og det bevirker, at dens magnetfeltlinjer bliver snoet sammen og danner magnetiske feltløkker, der bryder frem fra solens overflade og udløser de dramatiske dannelser omkring solpletter og protuberanser ved magnetisk rekonnektion. Disse gentagne snoninger skaber soldynamoen og en 11-årig solpletcyklus med magnetisk aktivitet, når solens magnetiske felt skifter retning omkring hvert ellevte år.[40][41]

Solens magnetfelt rækker langt ud over Solen selv. Plasmaet i den magnetiserede solvind fører magnetfeltet ud i rummet og danner det såkaldte interplanetare magnetfelt.[42] Eftersom plasmaet kun kan bevæge sig langs de magnetiske feltlinjer, strækker det interplanetare magnetfelt sig oprindeligt radialt væk fra Solen. Da felterne over og under Solens ækvator har modsat polaritet, findes der i Solens ækvatorplan et tyndt lag, som kaldes det heliosfæriske strømtæppe.[42] På større afstande snor Solens rotation magnetfeltet og strømtæppet til en spirallignende struktur, som kaldes Parker-spiralen.[42] Det interplanetare magnetfelt er meget stærkere end den dipole komponent af Solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt, som er på 50–400 μT (i fotosfæren) aftager med tredje potens af afstanden til en værdi omkring 0,1 nT, når det måles i Jordens bane. Derimod viser observationer foretaget af rumfartøjer, at det interplanetare felt i Jordens bane er omkring 100 gange kraftigere, nemlig omkring 5 nT.[43]

Historisk oversigt

Kulturhistorisk oversigt

 
Solvognen fra Trundholm, trukket af en hest, illustrerer solen som et vigtigt element i nordisk mytologi fra bronzealderen

I menneskehedens mest fundamentale forståelse er solen en lysende skive på himlen, hvis tilsynekomst over horisonten forårsager dag, og hvis fravær betyder nat. Den er det centrale himmellegeme, hvoraf livet på Jorden afhænger, hvilket man fra de tidligste tider har været sig bevidst.

Solens regelmæssige daglige og årlige tilbagekomst blev ængsteligt afventet og besværget med kultiske og magiske ritualer. Særligt har solformørkelser udløst bestyrtelse og frygt. I oldtidens Kina, hvor solen var symbol for østen, forår, mandighed (Yang) og fødsel foruden for kejseren, troede man, at en drage ville sluge solen og forsøgte med stor larm at få uhyret til at give den fri igen.

I mange forhistoriske og forsvundne kulturer ansås solen for at være en guddom eller et andet overnaturligt fænomen, og tilbedelse af solen indtog en central rolle i livet. For sumererne legemliggjorde solen solguden Utu, og i Babylonien og Fønikien var det guden Shamash, som hver morgen betrådte himlen og ikke længere skjulte sine stråler. I det gamle Egypten blev Ra (også Re eller Re-Atum) æret som solgud. Farao Akhenaton gjorde senere Aton, som var den personificerede solskive, til eneste gud og afskaffede alle andre egyptiske guder. I det nuværende Mexico æredes solguden Tonatiuh af aztekerne og hos mayaerne var Itzamná hovedgud, som Inti var det hos inkaerne i Sydamerika. Perserne dyrkede Mitra, og grækerne mente, at titaniden Helios flyttede Solen rundt på himlen.

Man drog meget tidligt nytte af viden om de fundamentale perioder dag og år. Solen er det naturlige Ur for mennesket og betragtning af solen (og andre himmellegemer) og bestemmelse af banepunkter som jævndøgn, sommer- og vintersolhverv førte sammen med årstidernes skiften til udviklingen af kalendere, hvilket i de fleste kulturer især blev af stor betydning efter opfindelsen af agerbruget. Herved kunne vigtige årstidsafhængige begivenheder som f.eks. Nilens årlige oversvømmelser og det gunstigste tidspunkt for såning bestemmes forud, og ved færden på havet kunne man tage hensyn til farlige, sæsonbestemte stormperioder. Meget senere, da sejladserne gik over åbent hav, benyttedes solens højde på himlen til navigation, fordi den fastlægger breddegraden.

Mange forhistoriske monumenter og kultsteder blev opført med henblik på betragtning og udnyttelse af solfænomener. Det gælder f.eks. stenmegalitter, som nøjagtigt markerer sommersolhverv. Nogle af de mest fremtrædende megalitter findes i Nabta Playa i Egypten og ved Stonehenge i England. I Stonehenge står solen ved sommersolhverv op lige over en bestemt sten, og solstrålerne kan på den dag lyse ind i anlæggets indre. Tilsvarende er pyramiden El Castillo i Chichen Itza i Mexico bygget, s� der ved en skyggevirkning tilsyneladende ses slanger sno sig op ad pyramiden ved de to solhverv.

 
Himmelskiven fra Nebra

Fra bronzealderen i Tyskland er himmelskiven fra Nebra bevaret og synes ligeledes at v�re et instrument til betragtning af himlen. Dens forgyldte kanter skal muligvis tydes som soljoller, der er et religi�st symbol. Fra samme tid stammer ogs� solvognen fra Trundholm, hvis skive tydes som et solsymbol med en dag- og natside. I den nordiske mytologis skabelsesberetning skabte guderne solen af en gl�d fra Muspelheim og lagde den i en vogn. Gudinden Sol k�rer hurtigt denne vogn over himlen, trukket af hestene �rvakr og Alsvi�r, fordi spandet er forfulgt af en j�tte i skikkelse af ulven Skoll. Ved verdens undergang (Ragnarok) vil ulven opsluge solen.

Ogs� i antikkens Gr�kenland dyrkede man solguden. Det var Helios, som dagligt k�rte over firmamentet med sin solvogn. Helios svarede ret n�je til romernes uovervindelige Gud Sol Invictus, hvis kult var vidt udbredt i Det romerske kejserrige. Fra antikken har astrologien overtaget solen som symbol p� vitalitet.

I det antikke Gr�kenland fremkom ogs� de f�rste overvejelser om solen som et fysisk objekt, begyndende med Xenofanes, der mente, at solen var en br�ndende uddunstning eller sky. Hvor naiv denne beskrivelse end lyder nu, bet�d den dog et afg�rende kulturhistorisk skridt, for at se solen som et naturligt objekt modsagde fundamentalt den tidligere opfattelse af solen som en gudelig entitet. Ud fra disse tanker kritiserede Xenofanes da ogs� Gr�kenlands menneskeliggjorte guder. (Hvis heste havde guder, ville disse ligne heste)[44] og pegede frem mod en monoteisme, der ikke som hos faraonerne havde solen som Gud. Xenofanes' opfattelse slog imidlertid ikke igennem hos alle t�nkere, og mange senere religi�se og filosofiske skoler faldt tilbage til de tidligere, mytiske forklaringer som det ogs� fremg�r af, at Sokrates blev d�dsd�mt for gudsbespottelse 200 �r senere. Desuden p�virkedes folketroen i Gr�kenland nok slet ikke af disse overvejelser.

I forhold til fiksstjernerne synes solen, n�r den ses fra Jorden, at bev�ge sig langs ekliptika og gennem dyrekredsen (zodiac) en gang om �ret, og senere gr�ske astronomer ans� den for at v�re en af de syv planeter (gr�sk: Planetes = "vandrere"), efter hvilke de syv ugedage har f�et deres navne i en del sprog.

Det antikke verdensbillede gik i almindelighed ud fra, at Jorden var universets midtpunkt, og at solen, m�nen og planeterne bev�gede sig i n�jagtige cirkelbaner om den. Denne flere hundrede �r gamle opfattelse, som til sidst blev sammenfattet af Ptolem�us i hans v�rk Almagest fra omkring �r 150, og som senere st�ttedes af Aristoteles, holdt sig i endnu mindst 1.300 �r. Den forsvaredes i s�rdeleshed af den kristne kirke, s� meget mere som det ogs� af Bibelen lader til at fremg�, at solen bev�ger sig. Modellen med den ubev�gede jord udviste dog i tidens l�b flere og flere svagheder, efterh�nden som opfindelser og bedre observationer var til r�dighed. Bl.a. kunne planeternes bev�gelser kun forklares ved komplicerede hj�lpekonstruktioner som epicykler.

Aristarchos fra Samos havde i 2. �rhundrede f.Kr. forg�ves postuleret, at solen var verdens centrum. F�rst mere end 1.500 �r senere blev tanken taget op igen af l�rde som Nikolaus von Kues og Regiomontanus og viderebearbejdet af Nicolaus Kopernikus og senere astronomer og videnskabsm�nd, til at begynde med som rene "regnemodeller". Da disse begyndte at blive omsat til et reelt verdensbillede, vendte kirken sig imidlertid afg�rende mod s�danne tanker, og videnskabsm�nd som Giordano Bruno, der h�vdede, at universet var uendeligt i udstr�kning med et uendeligt antal sole og mange planeter, blev br�ndt p� b�let i �r 1600, mens Galilei, der var n�et til overbevisning om en central sol, blev forfulgt af inkvisitionen.

Ved fortsatte observationer, n�jagtige bestemmelser af planeternes baner, brug af det nyopdagede teleskop og opdagelsen af himmelmekanikkens s�tninger, indtog det nug�ldende (modificerede) heliocentriske verdensbillede sin plads.

Yderligere fremskridt i astronomien viste sluttelig, at heller ikke solen indtager nogen s�rlig eller fremtr�dende plads i universet, men er en stjerne mellem milliarder og atter millarder af andre stjerner.

Videnskabelig udforskning

Tidlige teorier

En af de f�rste, der fremkom med en videnskabelig forklaring af solen, var antikkens gr�ske filosof Anaxagoras, der p�stod, at den var en gigantisk, flammende metalkugle, som endog var st�rre end Peloponnes, og alts� ikke var Helios� stridsvogn[45]. For udbredelse af dette k�tteri blev han f�ngslet af myndighederne og d�mt til d�den (men senere l�sladt efter indgriben af Perikles). Eratosthenes kan have v�ret den f�rste til pr�cist at beregne afstanden fra Jorden til solen, idet han i det 3. �rhundrede f.Kr. beregnede den til 149 millioner kilometer, samme st�rrelsesorden som det i dag accepterede tal.[46]

Som n�vnt var den teori, at solen er det centrum, hvorom planeterne bev�ger sig, allerede fremsat i antikken af Aristarchos, men var i �vrigt bl.a. ogs� g�ngs blandt de sydamerikanske indianerne (se heliocentrisk). Efter at denne tanke blev taget op igen i Europa i 1400-tallet, var det f�rst Kopernicus, der i det 16. �rhundrede med v�rket De Revolutionibus Orbium Coelestium (Om de himmelske sf�rers omdrejning) fors�gte at give den matematisk grundlag, hvilket dog i sidste ende ikke lykkedes ham. Hans v�rk banede imidlertid vejen for videre udforskning og lagde fundamentet til det kopernikanske verdensbillede.

Teleskopet og resultater derefter

Efter opfindelsen af teleskopet foretog Thomas Harriot, Galilei og andre astronomer i begyndelsen af det 17. �rhundrede detaljerede observationer af solpletter. Galileo foretog nogle af de f�rste og h�vdede, at pletterne befandt sig p� solens overflade og derfor ikke var sm� objekter, som passerede mellem Jorden og solen.[47] Johann Fabricius beskrev dem som den f�rste i 1611 i en videnskabelig afhandling, hvori han korrekt henf�rte deres vandring over solskiven til solens egenrotation.

 
Solens spektrum, der viser tusindvis af absorptionslinjer (Fraunhofer-linjer).

I 1619 postulerede Johannes Kepler eksistensen af en solvind p� grundlag af den kendsgerning, at kometers hale altid er rettet v�k fra solen. Afstanden til Mars blev bestemt af Giovanni Cassini og Jean Richer i 1672, og de blev derved i stand til at beregne afstanden til solen. Isaac Newton analyserede solens lys ved hj�lp af et prisme og viste, at det var sammensat af lys af mange farver.[48]

Allerede 1775 formodede Christian Horrobow, at antallet af solpletter �ndres periodisk og William Herschel opdagede i 1800 den infrar�de str�ling udenfor den r�de del af solspektret.[49] 1802 p�viste William Hyde Wollaston de m�rke absorptionslinjer i solspektret og Joseph von Fraunhofer unders�gte dem fra 1814 systematisk, hvorfor de tydeligste stadig ofte kaldes Fraunhoferlinjer. 1843 publicerede Samuel Heinrich Schwabe sin opdagelse af solpletaktivitetens cyklus, og George Hale udviklede spektroheliografen i 1889. Henry Augustus Rowland f�rdiggjorde i 1897 et atlas over solspektret med samtlige spektrallinjer, og i 1908 opdagede George Ellery Hale, at spektrallinjerne i solpletomr�derne var opspaltet som f�lge af magnetiske kr�fter, den s�kaldte Zeeman-effekt.

At solen udstr�ler radiob�lger blev klarlagt i 1942, og i 1949 p�viste Herbert Friedman den solare r�ntgenstr�ling. Svingningerne i fotosf�ren blev konstateret i 1960 og f�rte til helioseismologien, som unders�ger solens egensvingninger for at klarl�gge processerne i dens indre.

Der er i tidens l�b bygget specielle solobservatorier, ligesom der er indrettet enorme underjordiske detektorer til unders�gelse af neutrinoudsendelse fra solen. Detektoren Super-Kamiokande fandt for f�rste gang neutrinooscillation i 1998.

Teoretiske arbejder

I begyndelsen af den moderne videnskabelige �ra var kilden til solens energi en betydelig g�de. Lord Kelvin foreslog, at solen kunne v�re et langsomt afk�lende, flydende legeme, som udstr�lede varme fra et indre lager.[50] Senere foreslog Kelvin og Hermann von Helmholtz den s�kaldte Kelvin-Helmholtz mekanisme som forklaring p� energioutputtet. Uheldigvis var deres estimat af solens alder kun 20 millioner �r, meget kortere end det tidsrum p� flere milliarder �r, som fremgik af geologiske unders�gelser. Joseph Lockyer, som opdagede helium i solens spektrum, fremsatte i 1890 en meteor-hypotese om solens dannelse og udvikling.[51]

En l�sning baseret p� kendte kendsgerninger fremkom ikke f�r 1904, hvor Ernest Rutherford foreslog, at solens energiudsendelse kunne opretholdes ved hj�lp af en intern varmekilde, og at denne kunne v�re radioaktivt henfald.[52] Det blev imidlertid Albert Einstein, som kunne give det afg�rende spor i s�gningen efter kilden til solens energiudsendelse med sin ligning for �kvivalensen mellem masse og energi: E�=�mc�.

I 1920 foreslog Arthur Eddington, at trykket og temperaturen i solens kerne kunne fremkalde en kernefusionsreaktion, hvor protoner samledes til heliumkerner og producerede energi ved netto�ndringen i masse.[53] Overv�gten af brint i Solen blev bekr�ftet i 1925 af Cecilia Payne-Gaposchkin hj�lp af ionisering teori udviklet af Meghnad Saha, en indisk fysiker. Dette teoretiske koncept videreudvikledes i 1930'erne af astrofysikerne Subrahmanyan Chandrasekhar og Hans Bethe. Hans Bethe beregnede detaljerne i de to vigtigste energiproducerende kernereaktioner, som holder solen i gang.[54][55]

En afhandling, som b�de fuldst�ndiggjorde dette og pegede fremad mod den nuv�rende astrofysik, publiceredes i 1957 af Margaret Burbidge med titlen "Synthesis of the Elements in Stars" (Stjerners grundstofsyntese).[56] Afhandlingen viste overbevisende, at flertallet af grundstofferne i universet er dannet ved nukleosyntese, som er foreg�et ved kernereaktioner inde i stjerner, hvoraf nogle var lig solen. Denne erkendelse udg�r stadig en af videnskabens store bedrifter.

Udforskning fra rummet

I nyeste tid er der opn�et mange nye resultater ved m�linger fra rummet, hvorfra det er muligt at unders�ge b�lgel�ngder, som ellers absorberes i jordens atmosf�re. Det er f�rst sket fra satellitter i jordoml�b, men det er ogs� med rumsonder fors�gt at komme solen n�rmere, hvilket de h�je temperaturer og den intensive str�ling g�r til en teknisk udfordring.

De f�rste satellitter til observation af solen opsendtes mellem 1959 og 1968. Det var NASA's Pioneer 5, 6, 7, 8 og 9, som kredsede om solen i n�sten samme afstand som jorden og foretog de f�rste detaljerede m�linger af solvinden og solens magnetfelt. Pioneer 9 var virksom s�rlig l�nge og sendte data helt til 1987.[57]

I 1970'erne fik videnskabsm�ndene vigtige nye data om solvinden og solens korona fra Helios 1-sonden og fra Apolloteleskopet p� Skylab. Apolloteleskopet styredes af astronauterne p� Skylab, og det foretog de f�rste tidsserie-observationer af solens overgangsregion og af ultraviolet str�ling fra koronaen. Opdagelserne var bl.a. de f�rste observationer af koronamasseudst�delse og af "huller" i koronaen, som nu vides at h�nge n�je sammen med solvinden.

 
SMM-satellitten

Solar Maximum Mission (SMM) opsendtes af NASA i 1980 med det form�l at unders�ge gamma-, r�ntgen- og UV-str�ling fra soludbrud. Den br�d ned efter f� m�neder, men blev repareret i 1984 ved et bes�g af rumf�rgen Challenger og var derefter virksom til juni 1989.[58]

Rumsonden Ulysses i 1990 skulle benyttes til f�rste observation af solens poler, hvilket kr�ver en bane�ndring p� 90� for at komme ud af planeternes baneplan. Det opn�edes ved at lade sonden flyve forbi k�mpeplaneten Jupiter, en s�kaldt gravity assist-forbiflyvning. Den lykkedes, og Ulysses blev derved den hidtil eneste rumsonde, som har forladt ekliptikas plan.[59] Den har to gange overfl�jet begge solens poler og har fundet, at solvinden fra h�je bredder bev�ger sig med omkring 750�km/s (langsommere end forventet), og at der fra disse breddegrader udg�r store magnetiske b�lger, som spreder galaksens kosmiske str�ling.[60]

 
Ulysses starter mod Jupiter efter at v�re opsendt med rumf�rgen

Den japanske Yohkoh (solstr�le) satellit opsendtes 1991 og observerede soludbrud p� r�ntgenb�lgel�ngder. Den gik i stand-by tilstand som f�lge af en solform�rkelse i 2001, hvor den mistede sin fastl�sning af retningen til solen.[61]

En de hidtil vigtigste solobservationsmissioner har v�ret SOHO, der er et f�lles projekt mellem European Space Agency og NASA. Den har nu (2007) fungeret i over ti �r og v�ret vigtig nok til, at en opf�lgning, Solar Dynamics Observatory, planl�gges opsendt i 2008. SOHO er stationeret i lagrange-punkt L1 og giver daglige optagelser af solen ved mange b�lgel�ngder og bidrager til forudsigelse af soludbrud. I tilgift har den opdaget et stort antal kometer, hvoraf de fleste dog er sm� og udslettes ved passage af solen.[62]

I 2001 startede Genesis for at indsamle solmateriale fra rummet. Sonden returnerede til Jorden i 2004, men knustes, da en faldsk�rm ikke foldede sig ud. Nogle brugbare pr�ver har dog kunnet reddes og er ved at blive unders�gt.

De to STEREO-sonder opsendtes i oktober 2006 og stationeredes i henholdsvis lagrange-punkt L4 og L5 med henblik p� at tage tredimensionale billeder af solen og dens f�nomener.

Solobservation og �jenskader

Sollys er meget skarpt, og at se direkte p� solen med det blotte �je selv i korte perioder er potentielt farligt. Lyset vil p�virke nethinden med omkring 4�milliwatt, som vil opvarme den let og kunne for�rsage permanente skader i form af blindhed eller blinde pletter i synsfeltet. Eftersom der ikke er nogen f�lelse af smerte, bliver man ikke umiddelbart opm�rksom p�, at synet er ved at blive �delagt.

Delvise solform�rkelser udg�r en s�rlig risiko, fordi �jets pupil ikke er tilpasset den us�dvanligt h�je kontrast, og fordi den udvider sig i forhold til den samlede m�ngde lys og ikke i forhold til det klareste objekt i synsfeltet. Det meste af sollyset vil v�re blokeret af m�neskiven, men fotosf�rens ud�kkede dele har samme klarhed som p� en normal dag. I det d�mpede tusm�rke vil pupillen udvide sig fra ~2�mm til ~6�mm og hver celle i nethinden modtage ca. 10 gange s� meget lys som ved at se p� en uform�rket sol.[63]

At betragte solen gennem lyskoncentrerende optik som f.eks. en kikkert er naturligvis endnu farligere, medmindre der benyttes et korrekt filter til at d�mpe lyset. Uafsk�rmede kikkerter kan sende over 500 gange s� megen energi til nethinden som ved brug af det blotte �je, hvilket vil dr�be nethindens celler n�sten �jeblikkeligt. (Selvom effekten per arealenhed af billedet p� nethinden er den samme, kan varmen ikke f�res v�k hurtigt nok, fordi billedet er st�rre). Selv et ganske kort kig p� middagssolen gennem en uafsk�rmet kikkert kan give permanent blindhed.[64]

Filtre til brug for iagttagelse af solen skal v�re specielt beregnet til form�let. Utilstr�kkelige filtre lader f.eks. skadelige UV- eller IR-str�ler passere. Filtre til teleskoper eller kikkerter skal s�ttes p� objektivet eller bl�nden og ALDRIG p� okularet, fordi okularfiltre pludselig kan revne eller �del�gges af varmen fra absorberet lys.

En sikker m�de at betragte solen p� er at projicere et billede af den p� en sk�rm ved hj�lp af et lille refraktionsteleskop (eller kikkert) og okular uden sammenlimede dele. Andre teleskoptyper kan �del�gges ved s�dan brug.

Se ogs�

Kilder

Referencer

  1. ^ a b c (engelsk) NASA's "Fakta om solen"
  2. ^ "DMI's hjemmeside om solens klimap�virkning". Arkiveret fra originalen 30. juni 2007. Hentet 29. juli 2007.
  3. ^ "DMI's hjemmeside om tidevandet". Arkiveret fra originalen 10. august 2007. Hentet 29. juli 2007.
  4. ^ (engelsk) Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270: 700-701.
  5. ^ (engelsk) Than, Ker (30. januar 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com. Hentet 2007-08-01.
  6. ^ (engelsk) Kerr, F. J.; Lynden-Bell, D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 221: 1023-1038.
  7. ^ "Solens nabostjerner". Arkiveret fra originalen 8. august 2007. Hentet 29. juli 2007.
  8. ^ 24. juni 2013, videnskab.dk: For f�rste gang i 100 �r: Solen har f�et en ny nabo
  9. ^ (engelsk) Barsh G.S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color? Arkiveret 13. marts 2021 hos Wayback Machine, PLoS Biology, v. 1, p. 19 Arkiveret 13. marts 2021 hos Wayback Machine
  10. ^ (engelsk) Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (da:Solens alder og de relativistiske korrektioner i EOS)" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 390: 1115-1118.
  11. ^ a b Pogge, Richard W. (1997). "The Once & Future Sun". New Vistas in Astronomy. Arkiveret fra originalen (lecture notes) 18. december 2005. Hentet 2005-12-07. {{cite web}}: Ekstern henvisning i |work= (hj�lp) (engelsk)
  12. ^ (engelsk) Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (november 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457.
  13. ^ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of solens subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 355: 365-374. Arkiveret fra originalen (PDF) 10. maj 2011. Hentet 29. juli 2007. (engelsk)
  14. ^ García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591-1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.
  15. ^ Basu, S.; et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (2): 1403-1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
  16. ^ a b "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center. 18. januar 2007. Arkiveret fra originalen 29. marts 2019. Hentet 11. juli 2009.
  17. ^ (engelsk) Garcia R. A. et al. "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core", Science, 316, 5831, 1591 – 1593 (2007)
  18. ^ Broggini, C. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy. XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. s. 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B.
  19. ^ a b Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. s. 47-53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  20. ^ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. s. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
  21. ^ (engelsk) Lewis, Richard (1983). The Illustrated Encyclopedia of the Universe. Harmony Books, New York. s. 65.
  22. ^ (engelsk) Plait, Phil (1997). "Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core". Bad Astronomy. Hentet 2006-03-22.
  23. ^ (engelsk) Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA.
  24. ^ (engelsk) Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books.
  25. ^ (engelsk) "Discovery of Helium". Arkiveret fra originalen 7. november 2015. Hentet 2006-03-22.
  26. ^ (engelsk) European Space Agency (15. marts 2005). "The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass". Arkiveret fra originalen 11. maj 2020. Hentet 2006-03-22.
  27. ^ (engelsk) Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters. 19: 1591-1594.
  28. ^ Ramskov 2012: Enige forskere: Solen kan ikke forklare klodens hedetur. Ing.dk. ☀http://ing.dk/artikel/enige-forskere-solen-kan-ikke-forklare-klodens-hedetur-127940
  29. ^ (engelsk) Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics.
  30. ^ "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist. 2588: 12. 27. januar 2007. Arkiveret fra originalen 6. september 2008. Hentet 29. juli 2007. (engelsk)
  31. ^ (engelsk) Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107: 211.
  32. ^ (engelsk) Sturrock, P. A.; Uchida, Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping" (PDF). Astrophysical Journal. 246: 331.
  33. ^ (engelsk) Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona" (PDF). Astrophysical Journal. 330: 474.
  34. ^ (engelsk) Kasting, J. F.; Ackerman, T. P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science. 234: 1383-1385.
  35. ^ (engelsk) "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. Hentet 2007-08-01.
  36. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. s. 119–120. ISBN 9780691057811.
  37. ^ NASA: The Sun Reverses its Magnetic Poles
  38. ^ (engelsk) Zirker, 2002, pp. 120–127
  39. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. s. 14-15, 34-38. ISBN 9780521397889.
  40. ^ "CNN.com - Sci-Tech - Space - Sun flips magnetic field - 16. februar 2001". Archives.cnn.com. 2001-02-16. Arkiveret fra originalen 11. august 2013. Hentet 2009-07-11. (engelsk)
  41. ^ (engelsk) "The Sun Does a Flip". Science.nasa.gov. 2001-02-15. Arkiveret fra originalen 12. maj 2009. Hentet 2009-07-11.
  42. ^ a b c Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". I Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. (red.). Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. s.�73-88. ISBN�978-0875909844. Arkiveret fra originalen (pdf) 1. oktober 2018. Hentet 19. juni 2010. (engelsk)
  43. ^ (engelsk) Wang, Y.-M.; Sheeley, N.R. (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal. 591: 1248-56. doi:10.1086/375449.
  44. ^ (tysk)F�rsokratisk filosofi
  45. ^ Eiliv Skard: Filosofien i oldtiden (s. 34), forlaget Aschehoug, Oslo 1972, ISBN�82-03-00680-9
  46. ^ > Alfred, Randy (19. juni 2008). "June 19, 240 B.C.: The Earth Is Round, and It's This Big". Wired. Hentet 2013-06-22.
  47. ^ (engelsk) "Galileo Galilei (1564 - 1642)". BBC. Hentet 2006-03-22.
  48. ^ (engelsk) "Sir Isaac Newton (1643 - 1727)". BBC. Hentet 2006-03-22.
  49. ^ (engelsk) "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. Arkiveret fra originalen 25. februar 2012. Hentet 2006-03-22.
  50. ^ (engelsk) Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun's Heat". Macmillan's Magazine. 5: 288-293.
  51. ^ (engelsk) Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co.
  52. ^ (engelsk) Darden, Lindley (1998). "The Nature of Scientific Inquiry". Macmillan's Magazine.
  53. ^ (engelsk) "Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington". ESA Space Science. 15. juni 2005.
  54. ^ (engelsk) Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review. 54: 862-862.
  55. ^ (engelsk) Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. 55: 434-456.
  56. ^ (engelsk) Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547-650.
  57. ^ (engelsk) "Pioneer 6-7-8-9-E". Encyclopedia Astronautica. Hentet 2006-03-22.
  58. ^ (engelsk) St. Cyr, Chris; Burkepile, Joan (1998). "Solar Maximum Mission Overview". Arkiveret fra originalen 5. april 2006. Hentet 2006-03-22.
  59. ^ "Ulysses". 2003. Arkiveret fra originalen 13. august 2009. Hentet 2007-07-29.
  60. ^ (engelsk) "Ulysses - Science - Primary Mission Results". NASA. Arkiveret fra originalen 6. januar 2006. Hentet 2006-03-22.
  61. ^ (engelsk) Japan Aerospace Exploration Agency (2005). "Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere". Arkiveret fra originalen 10. august 2013. Hentet 2006-03-22.
  62. ^ (engelsk) "SOHO Comets". Arkiveret fra originalen 25. maj 2015. Hentet 2006-03-22.
  63. ^ Espenak, F. "Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17". NASA. Arkiveret fra originalen 16. juli 2012. Hentet 2006-03-22. (engelsk)
  64. ^ (engelsk) Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). J. Brit. Ast. Assoc. 92: 6.

Litteratur

  • Thompson, M. J. (2004), Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, p.�4.21-4.25 (engelsk)
  • T. J. White; M. A. Mainster; P. W. Wilson; and J. H. Tips, Chorioretinal temperature increases from solar observation, Bulletin of Mathematical Biophysics 33, 1-17 (1971) (engelsk)

Eksterne henvisninger

 S�sterprojekter med yderligere information:
  Portal:Astronomi


 Infoboks uden skabelon
Denne artikel har en infoboks dannet af en tabel eller tilsvarende.
Hentet fra "https://da.wikipedia.org/w/index.php?title=Solen&oldid=11878411"