3 Solen
3.1 Fakta om Solen
Masse: \(1,9884·10^{30} ~\text{kg}\) (det svarer til 333400 gange Jordens masse)
Diameter: 1,392 millioner km (109 gange Jordens)
Afstand fra Jorden (i gennemsnit): 149,6 millioner km
Massefylde (gennemsnit): 1408 kg/m³ (ca.\(1/4\) af Jordens)
Temperatur: 5772 K (overflade), 15 millioner K (centrum)
Lysstyrke (luminositet): \(3,828·10^{26}\) W
Alder: 4,6 milliarder år
Rotationstid: 27 dage 6 timer og 36 minutter ved ækvator
Omløbstid i forhold til Mælkevejens centrum: 230 millioner år
Sammensætning (masse): Hydrogen: 73.46 %, Helium 24.85 %, Oxygen: 0.77 %, Carbon: 0.29 %
3.2 Introduktion
Solen er vor nærmeste stjerne, og omkring den kredser de otte kendte planeter, et mindre antal dværgplaneter, tusinder af kometer og hundreder af tusinder af asteroider.
Solen er kategoriseret som en stjerne af en type, der kaldes G2V. Det betyder, at Solen er en gul dværgstjerne. Der findes også røde og orange dværgstjerner, der begge er både mindre og koldere end Solen.
Men selv om den er en dværgstjerne, er den ikke en af de mindste stjerner. Faktisk er Solen blandt de 5 % største stjerner i Mælkevejen. Der findes stjerner, der er langt større end Solen, men de er altså ikke så almindelige, som stjerner, der er mindre en Solen. Vi ser nærmere på de forskellige typer af stjerner (de såkaldte spektralklasser) i afsnit 6.2.2.
Solen har en overfladetemperatur på omkring 5800 K, og betyder det at den udsender energi i form af elektromagnetisk stråling. Langt det meste i form af synligt lys, men der er også en del stråling (og dermed energi) i både det ultraviolette område (UV) og det infrarøde (IR) område. Dette lys er det, der rammer os på Jorden, og er forudsætningen livet på Jorden.
3.3 Solens opbygning
Solen består overordnet af ekstremt varm gas med en sammensætning, hvor ca. 74% af massen består af hydrogen, ca. 25 % af helium og den sidste ca. 1 % af tungere grundstoffer (mest oxygen og carbon). Hvis man ser bort fra de tungere grundstoffer og tager højde for, at en heliumkerne vejer fire gange så meget som en hydrogenkerne, betyder det, at der er 12 hydrogenkerner for hver heliumkerne.
Solens opbygning er vist på figur 3.1.
Inderst er en kerne, der anslås at strække sig op til 20 % af Solens diameter. Her er meget højt tryk, høj densitet og en temperatur på 15 millioner K. Ved så høje temperaturer kan elektronerne ikke sidde fast på atomkernerne, og derfor bevæger atomkerner og elektroner sig frit rundt i en særlig tilstandsform, der kaldes et plasma.
I dette plasma i kernen foregår der kerneprocesser (fusionsprocesser), hvor hydrogen omdannes til helium og der frigives energi: \[ \ce{4H ->He + \text{energi}} \] Den energi, der frigøres i kerneprocesserne, modsvarer den energi der udsendes fra overfladen, og dermed er Solen i en energibalance: \[ \text{frigjort kerneenergi} = \text{udstrålet energi} \]
Hydrogenkernerne består af protoner, der er positivt elektrisk ladede, og derfor frastøder hinanden. Den høje temperatur og det høje tryk i kernen er nødvendigt, for at disse kerneprocesser kan foregå.
Den energi, der frigøres i kernen, bevæger sig ud igennem Solen. Den proces tager tid. Man antager, at det tager strålingen et sted mellem 20000 og op til en million år, at bevæge sig ud igennem de ydre dele af Solen.
Efter kernen er den en zone, der kaldes strålingszonen. Der strækker sig fra ca. 20 % til 70 % af Solens radius. I denne zone kan energien, der produceres i kernen, transporteres bort i form af stråling.
Længere ude starter en zone, hvor strålingen ikke længere kan bevæge sig udad. I stedet absorberes strålingen af gassen der opvarmes. Den varme gas udvider sig og stiger opad mod Solens overflade, som bobler i kogende vand. Energien transporteres dermed stadig mod overfladen, men nu sker det ved, at det varme materiale transporteres til overfladen. Denne proces kaldes konvektion, og zonen kaldes derfor konvektionszonen. Den strækker sig over de yderste ca. 30 % af Solens radius.
På Solens overflade kan man se en struktur, hvor bobler af varm gas rammer overfladen. Det giver et nubret mønster af lyse og mørke områder, som minder lidt om overfladen på en appelsin. Man siger at overfladen er granuleret, og de lyse pletter kaldes granuler. De har typisk en størrelse på 1000 km i diameter og fremstår som lyse områder, fordi de består af varm gas, der lyser kraftigere end den øvrige gas. De mørke områder er tilsvarende køligere end granulerne. Temperaturforskellen mellem varme og kolde områder kan være omkring 300 K. Når boblerne med den varme gas er afkølet, trækker de sig sammen og falder igen ind i Solens indre. Princippet er illustreret på figur 3.2.
Efter konvektionszonen starter Solens atmosfære, der består af en fotosfære, en kromosfære og en korona.
I fotosfæren, der er omkring 100 km tyk, produceres det meste af det lys der udsendes fra Solen. Kromosfæren er et lag med en tykkelse på omkring 3000 - 5000 km. Udstrålingen fra kromosfæren er rødlig og domineres af lys fra atomer. Primært hydrogen, i form af den såkaldte H-alfa overgang, der udsender lys med en bølgelængde på 656,4 nm. Densiteten i kromosfæren er imellem 1/10000 og 1/10000000 af densiteten i fotosfæren.
Temperaturen af kromosfæren falder fra omkring 6000 K i de indre dele og når et minimum omkring på 3000 K før temperaturen igen stiger helt op til 35.000 K i de yderste dele.
Den yderste del af atmosfæren er koronaen, der strækker sig ud til en afstand af omkring 5 millioner km fra Solen, svarende til 12 gange Solens radius. Koronaen er dynamisk i den forstand, at ikke altid har samme form og udstrækning. Lyset fra koronaen er svagt i forhold til lyset fra overfladen, og kan kun ses fra Jorden ved solformørkelser, hvor Månen dækker over Solen og dermed spærrer for lyset fra fotosfæren, som vist på figur 3.3.
Densiteten i koronaen er meget lav, og temperaturerne kan nå op på 1 til 3 millioner K. Der er altså tale om langt højere temperaturer end ved overfladen og ved de indre dele af atmosfæren. Man forstår endnu ikke de mekanismer, der er årsag til disse høje temperaturer, men mener, at Solens magnetfelt spiller en rolle.
3.4 Fænomener ved overfladen
3.4.1 Solpletter
Solpletter er områder på Solens skive, som er koldere end resten af overfladen (se billede på figur 3.5. Typisk er temperaturen af en solplet omkring 4000 K. Størrelsen af solpletter kan være omkring 50000 km (langt større end Jorden).
Solpletter skyldes kraftige magnetiske feltlinjer, som nedsætter konvektionen, og dermed energitransporten til overfladen, og derfor afkøles overfladen i solpletten. Solpletter optræder i par af pletter med modsatte magnetiske poler (sydpol og nordpol). Antallet af solpletter varierer med en periode på 11 år. Figur 3.6 viser, hvordan antallet af solpletter har varieret siden år 1750. Det ses ret tydeligt, at der er et maksimum med regelmæssige mellemrum på 11 år.
Ved at studere solpletter kan man se, at Solen har det, man kalder differentiel rotation: Solpletterne følger Solens rotation, og nær ækvator er solpletter hurtigere om at bevæge sig en gang rundt om Solen, end nær Solens ækvator. Den tid en omdrejning tager kaldes perioden. Nær ved ækvator er perioden omkring 25 dage, mens den er omkring 35 dage ved polerne. Solens indre konvektionszone roterer med en periode på omkring 27 dage.
3.4.2 Protuberanser
Protuberanser er udbrud, som består af varm ioniseret gas. De er ofte løkkeformede, og starter og slutter i kromosfæren. Figur 3.4 viser Solen med en meget stor proturans. Størrelse og varighed af protuberanser kan variere. De mindre er omkring 1000 km store og har en varighed der kan måles i timer, mens de største kan vare i ugevis og have en størrelse, der svarer til Solens radius.
3.4.3 Flares og CME’er
Flares er kraftige udbrud af udstråling fra solens atmosfære. De kan vare fra omkring 15 minutter til flere timer. De ses ofte ikke som synligt lys, men som hård UV (med kort bølgelængde og høj energi) eller røntgenstråling (der også er energirig).
Coronal Mass Ejections (CME) er kraftige udladninger fra Solen, hvor materiale sendes ud i det ydre rum med hastigheder over en million km i timen. En kraftig CME kan indeholde flere hundrede millioner tons materiale. Hvis en CME når Jordens atmosfære, kan den give anledning til magnetiske storme, nord- og sydlys og i voldsomme tilfælde skader på elnettet.
3.5 Solens fremtid
Som nævnt ovenfor, er Solen i en balance-tilstand mellem den energi, der frigives i kernen og den energi, der udstråles fra overfladen. Herudover er den en balance mellem trykket fra den stråling, der er på vej ud gennem Solen, og tyngdekraften der virker indad.
Denne balance kaldes en hydrostatisk ligevægt. I forskellige afstande fra Solens centrum vil der være forskellige størrelser af strålingstrykket og tyngdekraften. Men fordi de to kræfter er i balance, vil de altid være lige store, men i virke i modsat retning.
Solen er i dag i en stabil fase, hvor hydrogen-forbrændingen har varet omkring fem milliarder år og forventes at vare i endnu fem milliarder år. På en længere tidsskala vil der dog være en langsom temperaturstigning i Solen i takt med, at hydrogen forbruges.
Når hydrogen i kernen (eller størstedelen af den) er opbrugt, vil energiproduktionen i kernen falde og dermed vil strålingstrykke falde. Det betyder, at den hydrostatiske ligevægt forskydes: På grund af det mindre strålingstryk, vil de indre dele trække sig sammen. Samtidig vil de ydre dele udvide sig, indtil Solen er omkring 200 gange større end i dag. Ved udvidelsen afkøles de ydre dele, og Solen bliver til en rød kæmpestjerne. Dermed vil Solen strække sig helt ud til Jordens bane, men langt inden da er Jorden blevet så varm, at den er ubeboelig.
Sammentrækningen af de centrale dele betyder, at trykket og temperaturen vil stige igen. På et tidspunkt bliver temperaturen så høj, at en ny fusionsproces, hvor helium omdannes til carbon, kan begynde: \[ \ce{4 He -> C} \]
På et tidspunkt vil helium-fusionen ophøre, og dermed vil Solen ikke længere kunne opretholde et strålingstryk. Inden da har Solen dog kastet sine ydre lag fra sig til det ydre rum, og tilbage vil stå en varm kerne, der hovedsageligt består af carbon. Tyngdekraften vil nu få kernen til at trække sig sammen. Det betyder, at den opvarmes (potentiel energi omdannes til varme-energi), men ikke nok til, at der kan opstå en ny fusionsproces. Solen vil derfor ende som en lille varm stjerne, der vil afkøles i takt med, at den udstråler energi. En sådan stjerne kaldes en hvid dværg.
3.6 Lyset fra Solen
Det hvide lys fra Solen kan opspaltes i regnbuens farver ved hjælp af et prisme eller et optisk gitter. Dermed kan man studere lysets sammensætning i det, man kalder et optisk spektrum. Figur 3.7 viser Solens spektrum målt ved toppen af atmosfæren (den røde kurve), og to forskellige udgaver af spektret målt ved Jordens overflade (de blå og grønne kurver). Forskellen mellem kurverne skyldes, at atmosfæren absorber visse bølgelængder, f.eks. i det infrarøde område omkring 1400 nm og omkring 1800 nm.
Figur 3.8 viser et absorptionsspektrum for det synlige område, hvor de sorte linjer viser absorptionslinjerne. Disse linjer kaldes de Frauenhoferske linjer, og kan ses som de mange spidse dyk omkring toppen på grafen i figur 3.7. Figur 3.8 viser den synlige del af spektret med de Frauenhoferske linjer indtegnet.
Frauenhoferlinjerne skyldes, at atomer i fotosfæren absorberer lyspartikler (fotoner) med bølgelængder, der netop svarer til energiforskellene mellem energiniveauer for atomets elektroner. Der er linjer der svarer til brint, ilt (\(\ce{O2}\)), natrium, helium, kviksølv, jern, magnesium, calcium, titanium og nikkel.
Udseendet af grafen i figur 3.7 kan forklares som en en glat kurve, som skyldes varmestråling fra den solens overflade, kombineret med absorptionslinjer fra gassen i fotosfæren. Dette uddybes i afsnit 6.2.1.