• Artiklens indhold er godkendt af redaktionen

Solen

Oprindelig forfatter JC-D Seneste forfatter HaAn

Skematisk illustration af Solens opbygning. I de centrale dele (det hvide område) sker energiproduktionen ved hydrogenfusion. Energitransporten sker ved stråling i de indre ca. 23 af Solen og ved gasbevægelser, såkaldt konvektion, i de ydre dele. Det synlige lys fra Solen kommer fra atmosfæren.

Skematisk illustration af Solens opbygning. I de centrale dele (det hvide område) sker energiproduktionen ved hydrogenfusion. Energitransporten sker ved stråling i de indre ca. 23 af Solen og ved gasbevægelser, såkaldt konvektion, i de ydre dele. Det synlige lys fra Solen kommer fra atmosfæren.

Solen, den centrale stjerne i Solsystemet. Som den nærmeste stjerne er den af afgørende betydning for livet på Jorden. Astronomisk set kan Solen karakteriseres som en middeltung stjerne på hovedserien (se stjerne).

Grunden til, at Solen fremtræder anderledes end andre stjerner for os, er udelukkende dens nærhed. Det giver også Solen meget stor videnskabelig interesse: Den kan studeres i meget større detalje end andre stjerner og giver os derfor mulighed for at få viden om en "typisk" stjernes egenskaber.

Ordet Solen kommer ligesom latin Sol, græsk Helios og sanskritSūrya af indoeuropæisk *sáhwōl 'sol, solgud(inde)', vist oprindelig med betydningen '(himlens) øje'.

Solens energiudstråling sker overvejende i form af synligt lys, der stammer fra den synlige overflade, fotosfæren. Men herudover udsender Solen stråling ved kortere bølgelængder som ultraviolet stråling og røntgenstråling. Denne stråling stammer generelt fra højere lag i Solens atmosfære, inklusive den meget varme korona, og er typisk relateret til komplekse, magnetisk dominerede fænomener.

Annonce

I synligt lys ses effekten af Solens magnetiske aktivitet i solpletter, områder af fotosfæren, der er lidt koldere og dermed mindre stærkt lysende end resten af Solens overflade. Antallet af solpletter og andre aspekter af Solens magnetiske aktivitet varierer med en periode på ca. 11 år.

Spektrum og grundstofsammensætning

Egenskaber
middelafstand til Jorden149,6 mio. km (1 astronomisk enhed)
radius695.510 km
masse1,989·1030 kg
luminositet (udstrålet effekt)3,846·1026 W
overfladetemperatur5778 K
temperatur i centrum15,7 mio. K
middeldensitet1,411 g/cm3
densitet i centrum154 g/cm3
alder4,5 mia. år
spektraltypeG2V

Lyset fra Solen kan opløses i sine forskellige bølgelængde-komponenter med en spektrograf. Herved kan solspektret (der ses fx i en regnbue; se også spektrum) studeres. Spektret viser fordelingen af sollyset mellem violet og rødt, men er også gennemskåret af et meget stort antal mørke linjer, de såkaldte Fraunhoferske linjer, der skyldes strålingens absorption fra bestemte atomer i solatmosfæren. Ved at studere styrken af disse linjer samt af spektrallinjer fra kromosfæren, observeret under solformørkelser, kan indholdet af grundstoffer i Solen bestemmes. I de ydre dele af Solen består stoffet af ca. 73% hydrogen (efter vægt), 25% helium og 2% tungere grundstoffer, domineret af nitrogen, oxygen og carbon. Fordelingen af disse tungere grundstoffer svarer ret nøje til den fordeling, man finder i meteoritter, og må derfor antages at svare til den oprindelige sammensætning af det stof, som Solsystemet blev dannet af (se også grundstof (forekomst)).

Indre opbygning

Solen. Røntgenbillede af hele Solen nær solpletmaksimum, optaget 7.2.1993 fra den japanske Yohkoh-satellit. De lyse områder med meget kraftig udsendelse af røntgenstråling er varme, relativt tætte dele af gassen i Solens korona, som ofte forekommer i forbindelse med koncentrationer af solpletter. Det langstrakte koronahul er et område med lav tæthed og dermed lav energiudsendelse. Sådanne koronahuller udviser ofte en forbavsende stabilitet.

Solen. Røntgenbillede af hele Solen nær solpletmaksimum, optaget 7.2.1993 fra den japanske Yohkoh-satellit. De lyse områder med meget kraftig udsendelse af røntgenstråling er varme, relativt tætte dele af gassen i Solens korona, som ofte forekommer i forbindelse med koncentrationer af solpletter. Det langstrakte koronahul er et område med lav tæthed og dermed lav energiudsendelse. Sådanne koronahuller udviser ofte en forbavsende stabilitet.

På trods af at Solens gennemsnitlige massefylde er højere end vands, opfører stoffet i Solen sig som en gas. Dette skyldes, at stoffet som følge af den høje temperatur er ioniseret og derfor overvejende består af frie elektroner og atomkerner, der kun i begrænset omfang vekselvirker, selv ved den høje massefylde, man finder i Solens centrum. Denne simple tilstand gør det muligt at lave realistiske teoretiske modeller for Solens struktur. Viden om Solens indre stammer dels fra sådanne teoretiske modeller for stjerners udvikling, dels fra helioseismologi.

I de centrale dele produceres energi ved fusion af hydrogen til helium. Den frigjorte energi transporteres ved diffusion af fotoner ud til ca. 72% af afstanden til Solens overflade. I de ydre dele af Solen sker energitransporten ved konvektion, hvor varm gas stiger opad, og kold gas synker nedad. Effekten af konvektionen kan ses på Solens overflade i granulationen, lysende områder med en diameter på ca. 1000 km svarende til den varme, opstigende gas og omgivet af mørkere, koldere områder, hvor gassen synker. Større konvektive elementer, de såkaldte supergranuler med en diameter på ca. 30.000 km, kan også ses på Solens overflade med specielle teknikker.

Ved hydrogenfusionen produceres store mængder neutrinoer: Ved jordoverfladen er den samlede strøm af neutrinoer fra Solen ca. 60 mia. pr. cm2 pr. sekund. Neutrinoerne vekselvirker med meget ringe sandsynlighed med stoffet i Solen og undslipper derfor direkte fra Solens centrale dele. Forsøg på detektion af solneutrinoerne har fundet en væsentlig lavere strøm end den teoretisk forudsagte. Da solmodellerne i øvrigt er bekræftet med stor nøjagtighed af de helioseismiske undersøgelser, skyldes denne uoverensstemmelse sandsynligvis ændringer i neutrinoernes natur mellem produktion og detektion (se neutrino).

Udvikling

Solen er oprindelig dannet ved sammentrækning af en interstellar gassky for ca. 4,5 mia. år siden. I dag er hydrogenindholdet i Solens centrum reduceret med ca. en faktor 2, og Solen er dermed halvvejs igennem sin udvikling. Modelberegninger viser, at efter at hydrogenet er opbrugt i de centrale dele om ca. 5 mia. år, vil Solen gradvist udvikle sig til en rød kæmpestjerne med en lysstyrke på ca. 1000 gange den nuværende og en radius større end Jordens afstand fra Solen. Efter at have afstødt ca. halvdelen af sin masse som en planetarisk tåge vil Solen til sidst ende som en hvid dværg. Se også Solsystemet (dannelse og udvikling).

Rotation

Hele Solen, observeret i synligt lys; billedet er optaget 13.2.1958 på det astrofysiske observatorium i Potsdam. De mørke områder er solpletter, domineret af kraftige magnetfelter. Nær randen ses randformørkelsen, en reduktion i intensiteten, der skyldes, at lyset her kommer fra højere og dermed lidt koldere områder i solatmosfæren.

Hele Solen, observeret i synligt lys; billedet er optaget 13.2.1958 på det astrofysiske observatorium i Potsdam. De mørke områder er solpletter, domineret af kraftige magnetfelter. Nær randen ses randformørkelsen, en reduktion i intensiteten, der skyldes, at lyset her kommer fra højere og dermed lidt koldere områder i solatmosfæren.

Observation af bevægelsen af solpletter og andre fænomener hen over Solens overflade viser, at Solen roterer. Rotationshastigheden varierer med breddegraden: Ved Solens ækvator er rotationsperioden ca. 25 døgn, mens den er ca. 35 døgn ved polerne. Helioseismiske undersøgelser har vist, at variationen med bredden er nogenlunde den samme i hele konvektionszonen, mens det indre af Solen roterer med fast vinkelhastighed svarende til en periode på ca. 27 døgn. Overgangen mellem de to former for rotation sker lige under konvektionszonen i et område, hvor rotationen varierer meget hurtigt med positionen.

Atmosfære

Da Solen består af gas, er der ikke nogen skarp overgang fra det indre til atmosfæren. Lige over konvektionszonen falder massefylden dog meget hurtigt, således at stoffet bliver gennemsigtigt for synligt lys. Denne hurtige overgang gør, at Solen ser ud til at have en næsten skarp overflade, der svarer til fotosfæren. Over fotosfæren aftager temperaturen og når et minimum på ca. 4000 K i en højde af 500 km; i større højder vokser temperaturen igen, først gradvist i kromosfæren og siden meget hurtigt ved overgangen til koronaen, hvor temperaturen overstiger 1 mio. K. Koronaen, der kan ses ved totale solformørkelser eller vha. en koronagraf, går gradvist over i solvinden, der strækker sig ud gennem Solsystemet. Årsagen til den dramatiske vækst i temperaturen i de ydre dele af Solens atmosfære er endnu kun mangelfuldt forstået.

Det må dog fremhæves, at Solens atmosfære langtfra er så homogen, som ovenstående beskrivelse kunne give indtryk af. I fotosfæren har solpletter en temperatur, der er et par tusinde grader lavere end resten af Solens overflade. Over temperaturminimumet er atmosfæren domineret af dynamiske fænomener; de bliver synlige, når Solen observeres i spektrallinjer fra bestemte atomare overgange, fx den røde Hα-linje i hydrogenspektret og linjer i det ultraviolette område og røntgenområdet. Ved randen af supergranuler ses et netværk af spiculer, "fingre" af gas, der strækker sig op i atmosfæren. Ved solranden ses protuberanser, buer af rødt lysende gas, der strækker sig op i koronaen; protuberanser kan også ses som filamenter på solskiven. Koronaen, specielt den nedre del, er domineret af koronale buer, der ofte ser ud til at forbinde solpletter; disse er specielt synlige i røntgenområdet og i spektrallinjer i det ultraviolette område.

Alle disse fænomener er i overvejende grad relateret til magnetfeltet i Solens atmosfære. Solpletterne er områder med stærkt magnetfelt, op til 0,4 tesla (dvs. mere end 50.000 gange Jordens magnetfelt). Da stoffet i solatmosfæren er en delvist ioniseret plasma og dermed elektrisk ledende, er stoffets bevægelser meget kraftigt bundet til magnetfeltet. Således er de koronale buer stofkoncentrationer langs magnetfeltlinjerne mellem solpletter og markerer dermed forløbet af feltlinjerne; man kan faktisk se den slående lighed med feltlinjerne mellem polerne på en hesteskomagnet. Stoffet bliver varmet op pga. dynamiske fænomener i vekselvirkningen med magnetfeltet og udsender derfor røntgenstråling. Disse processer spiller formodentlig en væsentlig rolle for den generelle opvarmning af koronaen. Protuberanserne er også stofansamlinger, der holdes i ligevægt af magnetiske kræfter.

Den mest dramatiske effekt af Solens magnetfelt ses i flares, voldsomme eksplosioner på soloverfladen med en samlet energiudsendelse på op til 1025 J (svarende til en milliard brintbomber). Energien bliver udsendt som stråling ved alle bølgelængder fra gammastråling til radio-området, som meget energirige partikler (elektroner og protoner) og som koronale masseudbrud, hvor store mængder stof og det tilhørende magnetfelt bliver udsendt gennem koronaen. Mekanismen bag disse eksplosioner er langtfra fuldt forstået; det er dog relativt sikkert, at de skyldes ustabiliteter i magnetfeltet, hvor den energi, der er oplagret i feltet, pludselig udløses.

Magnetisk aktivitetscyklus

Solen. Variation med tiden i antallet af solpletter. Bemærk Maunderminimumet i 1600-t., da kun meget få solpletter observeredes; dette faldt sammen med den såkaldte lille istid, da klimaet var usædvanlig koldt. I øvrigt udviser solplettallet en cyklisk variation med en periode på ca. 11 år, men dog med betydelig variation i periodelængde og maksimumshøjde.

Solen. Variation med tiden i antallet af solpletter. Bemærk Maunderminimumet i 1600-t., da kun meget få solpletter observeredes; dette faldt sammen med den såkaldte lille istid, da klimaet var usædvanlig koldt. I øvrigt udviser solplettallet en cyklisk variation med en periode på ca. 11 år, men dog med betydelig variation i periodelængde og maksimumshøjde.

Et vigtigt aspekt af fænomenerne i Solens atmosfære er, at de varierer med tiden. Denne variation kan følges over flere hundrede år ud fra bestemmelse af antallet af solpletter; det viser sig, at antallet varierer nogenlunde periodisk med en periode på ca. 11 år. De senere års observationer har vist, at andre fænomener i solatmosfæren udviser en helt tilsvarende variation. Det samme gælder Solens magnetfelt: Ved solpletminimum, når der er få eller ingen solpletter, har Solen et svagt dipolfelt (på samme måde som Jorden). Ved solpletmaksimum er feltet domineret af solpletterne og derfor langt mindre velorganiseret, og ved det efterfølgende solpletminimum er der igen et dipolfelt, men med den modsatte polaritet; den magnetiske nord- og sydpol har byttet plads. Solens magnetiske cyklus har derfor en periode på ca. 22 år. Variationen i solplettallet følges også af en beskeden variation (ca. 0,1%) i Solens lysstyrke, således at lysstyrken er højest ved solpletmaksimum.

Årsagen til denne variation må findes i de mekanismer, der danner Solens magnetfelt. Det drejer sig sandsynligvis om et komplekst samspil mellem de konvektive gasbevægelser og den kraftige variation i rotationshastigheden nær bunden af konvektionszonen. Der er dog endnu ingen sikre modeller for disse processer.

Et markant træk ved variationen er, at solpletterne næsten forsvandt i en længere periode, 1640-1710, i det såkaldte Maunderminimum. Der er tilstrækkelig detaljerede optegnelser fra denne periode til, at det med sikkerhed kan afgøres, at der rent faktisk var meget få solpletter; forklaringen på denne bemærkelsesværdige ændring i Solens opførsel mangler dog fuldstændig.

Solens effekt på Jorden

Årstidernes vekslen på Jorden er styret af Jordens bevægelse rundt om Solen (se klima), men Solen har også andre, mere subtile effekter på forholdene på Jorden, inklusive klimaet. Over meget lange tidsrum ændrer Solens udstråling sig, efterhånden som hydrogenet i Solens centrum fusionerer til helium. Således er lysstyrken nu ca. 30% højere end i begyndelsen af Solsystemets historie. En sådan ændring kunne forventes at have en markant effekt på Jordens middeltemperatur. Ikke desto mindre er der kraftige geologiske vidnesbyrd om, at klimaet har været nogenlunde stabilt i Jordens historie. Dette tyder på, at Jordens klima indeholder mekanismer, der kan kompensere for ændringen i Solens udstråling over så lange tidsrum; arten af disse mekanismer er dog ikke afklaret.

Solen. Dramatisk solopgang med en ildkugle af en Sol i røde og orange farver.

Solen. Dramatisk solopgang med en ildkugle af en Sol i røde og orange farver.

Der har været mange forsøg på at finde en sammenhæng mellem Solens magnetiske aktivitet og Jordens klima. Undersøgelserne vanskeliggøres af, at detaljerede klimatiske data kun er til rådighed over en relativt begrænset årrække. Det er dog slående, at Maunderminimumet i solpletantallet falder sammen med den såkaldte lille istid, hvor klimaet i Nordeuropa var markant koldere end normalt. Den danskfødte meteorolog Harry van Loon (f. 1925) og en tysk kollega har påvist subtile variationer i klimaet i takt med den 11-årige solpletcyklus. På en lidt længere tidsskala fandt de danske forskere Eigil Friis-Christensen (f. 1944) og Knud Lassen (1921-2013) en ret tydelig sammenhæng mellem længden af solpletperioden og Jordens middeltemperatur over de sidste ca. 100 år.

Den fysiske årsagssammenhæng mellem solaktiviteten og klimaet er langtfra klar. De direkte variationer i Solens energiudstråling er formodentlig for små til at have en nævneværdig effekt. Den ultraviolette stråling varierer væsentlig kraftigere og kan eventuelt påvirke de kemiske forhold i Jordens øvre atmosfære (se ozonlaget) med mulige konsekvenser i resten af atmosfæren.

En anden potentiel mekanisme involverer solvindens virkning på intensiteten af den galaktiske kosmiske stråling ved Jorden, der reduceres af det kraftigere solare magnetfelt ved solpletmaksimum. Henrik Svensmark (f. 1958) og Friis-Christensen påviste midt i 1990'erne en klar sammenhæng mellem intensiteten af den kosmiske stråling og Jordens skydække; det kan derfor forventes, at forøget solaktivitet fører til reduceret kosmisk stråling, mindsket skydække og dermed muligvis højere temperatur på Jorden. En detaljeret verifikation af denne hypotese kræver dog yderligere omfattende undersøgelser.

Solens aktivitet har også mere markante effekter på Jorden. Udbrud fra Solen, specielt i forbindelse med flares, kan give kraftige forstyrrelser i Jordens magnetfelt. Sådanne magnetiske uvejr kan påvirke radiokommunikationen. Desuden kan ændringerne i magnetfeltet forskyde nordlysbæltet, sådan at nordlys fx kan ses i Danmark (se nordlys og sydlys); dette er derfor specielt sandsynligt ved solpletmaksimum. Exceptionelt kraftige forstyrrelser kan inducere strømme i højspændingskabler, der i sjældne tilfælde har ført til afbrydelser i elektricitetsforsyningen. Den øgede partikelstråling fra Solen giver også risiko for skader på satellitter og astronauter. Med samfundets voksende afhængighed af satellitter, fx til kommunikation og navigation, er studier af "rumvejr" med henblik på forudsigelser af effekter af soludbrud derfor blevet et vigtigt forskningsfelt.

Læs også om den symbolik, der forbindes med Solen.

Referér til denne tekst ved at skrive:
Jørgen Christensen-Dalsgaard: Solen i Den Store Danske, Gyldendal. Hentet 23. april 2017 fra http://denstoredanske.dk/index.php?sideId=162048