Solen
Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
- «Sol» har flere betydninger.
| Solen | |
 |
|
| Baneparametre | |
|---|---|
| Avstand fra jorden | 149,6×106 km (8,31 minutter med lysets hastighet) |
| Lysstyrke (V) | −26,8m |
| Absolute magnitude | 4,8m |
| Spektralklasse | G2V |
| Avstand til melkeveiens kjerne | ~2,5×1017 km (26 000-28 000 lysår) |
| galakse periode | 2,25-2,50×108 a |
| Hastighet | 217 km/s rundt kjernen i melkeveien i forhold til andre stjerner |
| Fysiske egenskaper | |
| Gjennomsnittlig diameter | 1,392×106 km (109 ganger jordens diameter) |
| Omkrets | 4,373×106 km (342 ganger jordens omkrets) |
| Flattrykning | 9×10−6 |
| Overflate | 6,09×1012 km² (11 900 jordkloder) |
| Volum | 1,41×1018 km³ (1 300 000 jordkloder) |
| Masse | 1,9891×1030 kg (332 950 jordkloder) |
| Middeltetthet | 1,408 g/cm3 |
| Gravitasjon | 273,95 m s-2 (27,9 G) |
| Unnslipningshastighet | 617,54 km/s |
| Overflatetemperatur | 5780 K |
| koronatemperatur | 5 MK |
| Kjernetemperatur | ~13,6 MK |
| Luminositet (Lsol) | 3,827×1026 W 3,9×1028 lm or 100 lm/W efficacy |
| Radians (Isol) | 2,009×107 W m-2 sr-1 |
| Rotasjon | |
| Aksehelning | 7,25° (to the ecliptic) 67,23° (til Melkeveien) |
| Right ascension på nordpolen[1] |
286,13° (19 t 4 min 30 s) |
| Rotatsjonstid ved ekvator |
25,3800 dager (25 d 9 t 7 min 13 s)[1] |
| Hastighet ved ekvator | 7174 km/t |
| Atmosfærisk sammensetning alle grunnstoffene er plasma |
|
| Hydrogen | 73,46 % |
| Helium | 24,85 % |
| Oksygen | 0,77 % |
| Karbon | 0,29 % |
| Jern | 0,16 % |
| Neon | 0,12 % |
| Nitrogen | 0,09 % |
| Silisium | 0,07 % |
| Magnesium | 0,05 % |
| Svovel | 0,04 % |
Solen (eller sola) er stjernen som ligger i sentrum av solsystemet. Jorden og andre objekter (som planeter, asteroider, meteoroider, kometer og støv) går i bane rundt solen. Solen står for mer enn 99 % av solsystemets masse og energien som den utstråler støtter nesten alt liv på jorden gjennom fotosyntese siden starten på alt liv på jorden. Varmen som solen genererer styrer klimaet og været vi har på jorden.
Solen er bygd opp av 74 % hydrogen, 25 % helium, mens resten er spor av tyngre grunnstoffer. Solen er ca. 4,6 milliarder (109) år gammel og omtrent midt i hovedserien.[2] Ved fusjon gjøres omtrent 700 mill tonn hydrogen om til 695 mill tonn helium i sekundet, mens 5 mill tonn blir omgjort til gammastråling. Solen vil fortsette med dette i ca. 5 milliarder år til før den blir en rød kjempe og deretter ender kjernen som en hvit dverg som gradvis avkjøles over milliarder av år. Samtidig kastes de ytre lagene av som en planetarisk tåke som spres og er synlig i noen titusen år.
Solen har et sterkt magnetfelt som går i solsyklus på ca. 11 år, denne solaktiviteten er blant annet solflekker på overflaten, solstormer og solvinder som frakter materie gjennom solsystemet. Noen av de synlige effektene av dette på jorden er nordlyset og forstyrrelser på radiokommunikasjoner og strømforsyning. Solaktivitet har trolig hatt en viktig rolle i dannelsen av solsystemet og påvirker jordens ytre atmosfære kraftig.
Selv om solen er den nærmeste stjernen til jorden og mye forskning er det fortsatt mange ubesvarte spørsmål, som hvorfor har den ytre atmosfæren en temperatur på over 1 million Kelvin, mens den synlige overflaten (fotosfæren) «bare» har en temperatur på 6000 K. Dagens forskning fokuserer på aktiviteten til solflekkene og opprinnelsen til solstormene og protuberans, og virkningene mellom kromosfæren og koronaen og opprinnelsen til solvindene.
Innhold |
[rediger] Oppbygning
1. Kjernen
2. Strålingssone
3. Konveksjonssone
4. Fotosfære
5. Kromosfære
6. Korona
7. Protuberans
Solens oppbygging har flere distinkte områder. Den har ikke en egentlig fast eller flytende overflate, men en gradivis overgang fra en meget tett kjerne, via indre lag til fotosfæren der solens materiale blir transparent for synlig lys. Tettheten varierer mye, i kjernen er tettheten 150 ganger vann på jorda mens i gjennomsnitt er den rundt 1,5. I solatmosfæren (kromosfæren og koronaen) faller den raskt til en tetthet på 1/10 milliarddel av jordatmosfærens tetthet ved havnivå.
[rediger] Kjernen
Solens kjerne beregnes å ha en diameter rundt 20 % av solens, eller 400 000 km. Trykket i kjernen er ca. 25 PetaPascal (2,5 ×1011 bar) og gir en tetthet på omkring 150 000 kg/m3. Temperaturen når 13 600 000 kelvin. Kjernen er det eneste området der det foregår fusjon mellom hydrogenkjerner (protoner) Dette skjer i p-p reaksjonen. Denne reaksjonen er en meget langsom kjernereaksjon og gjør at solen kan brenne over milliarder av år istedenfor å eksplodere raskt. Kjernetrykket er i balanse mellom trykket fra kjernereaksjonen og trykket fra de utenforliggende lag. Reaksjonen er selvregulerende fordi en økende reaksjonsrate vil medføre et øket trykk som vil få kjernen til å utvide seg noe. Dette vil gi noe reduksjon av temperatur og densitet og medføre at reaksjonsraten synker. Tilsvarende vil en senket reaksjonsrate gi en sammentrekning og temperaturøkning og medføre at reaksjonsraten øker og balansen gjenopprettes.
Balansen vil forandres etterhvert som hydrogenet forbrukes og solen blir derfor langsomt varmere. For 3,5 milliarder år siden var varmeutstålingen 75 % av i dag, og om 3,5 mrd. år vil den være 10 % høyere. Etter dette vil hydrogenet i kjernen være forbrukt, kjernen vil trekke seg sammen og temperaturen og trykket øke ytterligere. Dette medfører at hydrogen i et skall utenfor kjernen kan starte fusjon og forbrenne noe raskere og solen utvikler seg til en rød kjempestjerne. Solen er imidlertid ikke stor nok til å eksplodere som en supernova, og etter flere sykler vil solen slukne og ende som en hvit dvergstjerne, på størrelse med jorden, og avkjøles sakte.
Energiutviklingen i kjernen er 3,83×1026 watt og forbruket rundt 600 millioner tonn hydrogen per sekund. 4,3 mill. tonn frigis som energi, resten omformes til helium. Allikevel er ikke energiutviklingen i kjernen på mer enn 12 Watt per kubikkmeter (0,24 W/m3 for hele solen). Til sammenligning ligger menneskekroppen på ca 2000 W/m3.
[rediger] Strålingssonen
Strålingssonen strekker seg fra kjernen ut til omkring 70 % av radien. Her overføres energien fra kjernen vesentlig i form av stråling, dvs. fotoner som sendes ut og reabsorberes etter kort veg. Temperaturen synker gradvis (ca. 0,2 K/m) men dette gir ikke rask nok forandring til å drive termisk konveksjon. Strålingen tar svært lang tid på å gå gjennom dette området, typisk flere hundre tusen år (beregninger viser fra 15 000 år til flere millioner år). Samtidig blir mye av gammastrålingen med høy energi fra kjernereaksjonen gjennom absorbsjon og reemisjon omformet til et kontinuerlig spektrum ved lengre bølgelengder som varmestråling og synlig lys.
[rediger] Konveksjonssonen
Når temperaturen faller under 2 000 000 K er temperaturen ikke lenger høy nok til å drive energiforflytningen ved stråling.[3]. Dette skjer ved en radius på omtrent 500 000 km. Den resterende strekning til overflaten, ca 150 000 km, skjer energioverføringen ved konveksjon. I konveksjonssonen strømmer varmt plasma oppover som bobler mens avkjølt plasma synker nedover.
[rediger] Fotosfæren
Fotosfæren er den synlige solskiven der solens materie blir transparent for synlig lys, og solen kan stråle energien ut som varmestråling, synlig lys og mer energirike fotoner. De oppstigende boblene fra konveksjonssonen viser seg som granuler på den synlige overflaten; Granulene er rundt 1000 km i utstrekning og har en varighet på rundt 10 minutter. De er noe varmere enn mellomrommene mellom dem. Gjennomsnittstemperaturen er rundt 5800 K. Bevegelsene i plasmaet gir også opphav til intense magnetiske felter og fenomener som solflekker, fakler og protuberanser
[rediger] Kromosfæren
Kromosfæren ligger over fotosfæren og strekker seg 10-15 000 km ut. Den er relativt transparent og består stort sett av hydrogen. Kromosfæren har et svakt dyprødt skinn fra reemisjon av fotoner fra hydrogen som bare er synlig kort tid rett før og etter totalitet for solformørkelser.Ved solobservasjon kan den observeres med spesielle filtere. Temperaturen øker nå gradvis på til ca 100 000 K. Kromosfæren utgjør sammen med koronaen solens atmosfære.
[rediger] Koronaen
Det ytterste området betegnes koronaen. Temperaturen øker her til omkring 2 millioner kelvin. Årsaken til dette er en kombinasjon av ladede partikler, elektromagnetisk stråling (fotoner) og magnetfelt (magnetisk gjenkobling), men er ikke tilfredstillende forklart. Koronaen har en tetthet på 1014 - 1016 atomer per kubikkmeter (1/10 000 000 000 av jordatmosfæren ved havnivå). Den kommer tilsyne som et skinnende slør ved total solformørkelse. Koronaen består av et plasma med omkring 95 % hydrogen, 4 % helium og en mindre mengde andre atomer samt frie elektroner.
[rediger] Magnetosfæren
Koronaen går gradvis over i Magnetosfæren også benevnt heliosfæren uten noen klar grense. Solens magnetfelt strekker seg rundt 50 AU (Astronomisk enhet) eller ca 7 500 mrd km ut, omtrent til dvergplaneten Plutos ytterpunkt i sin bane. Denne grensen kalles heliopausen. Innenfor denne strømmer en solvind av ladede partikler som frigjøres fra koronaens plasma. Partiklene har samme sammensetning som koronaen (ionisert helium og Hydrogen og små mengder andre stoffer samt elektroner) De har en energi rundt 1 keV (opp til 15 keV) og solvindens hastighet er 200-900 km/s. Det er ikke tilstrekkelig forklart hvordan partiklene akselereres til dette energinivået, men det kan skyldes både koronaens høye temperatur og magnetiske effekter. Denne partikkelvinden gir opphav til geomagnetiske stormer og nordlys (sydlys) når partiklene fanges inn av jordens magnetfelt og kolliderer med andre atomer jordens øvre atmosfære over 80 km høyde.
[rediger] Generell informasjon
Sollys er primærkilden til energi på jorden. Solkonstanten er mengden energi som solen avgir til et område under direkte sollys. Solkonstanten er ca. 1370 watt/m2 på en AU fra solen (dvs. på eller nær jorden). Lyset blir svekket i atmosfæren slik at ca. 1000 watt/m2 når overflaten når solen er i senit. Denne energien blir utnyttet på en rekke måter som plantenes fotosyntese og elektrisitet gjennom solceller. Energien i petroleum stammer også fra sollys; via fotosyntese i en fjern fortid.
Sett fra jorden varierer solens bane over himmelen gjennom året. Formen den får, beskrevet ut ifra solens posisjon på samme tid hver dag i et fullt år, blir kalt «the analemma» og ligner et åttetall langs en nord/sør-akse. Selv om de mest åpenbare variasjonene av solens synlige posisjon i løpet av ett år er en nord/sør-sving over en 47 graders vinkel (på grunn av en 23.5-graders helningen av jorden i forhold til solen), er det i tillegg en øst/vest-komponent. Nord/sør-svingen i synlig vinkel er hovedkilden til årstidene på jorden.
Jorden er helt avhengig av solen som produserer over 600 millioner tonn helium i sekundet. Det er faktisk det som gjør at vi får lys og varme på jorden.
Navnet solen har opprinnelse fra latin og navnet Sol, det greske navnet er Helios. Solens symbol i astronomi/astrologi er en sirkel med en prikk i midten 
.
[rediger] Referanser
- ^ a b P.K. Seidelmann (2000). Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000. Besøkt 22. mars 2006.
- ^ Institutt for teoretisk astrofysikk
- ^ Our Star the Sun. NASA. Besøkt 22. februar 2007.
