Sola

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

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

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

Den strålingen vi får fra Sola i dag, ble generert i dens indre for omkring én million år siden. Opphavet til strålingen er kjernefusjon av hydrogen til helium hvor temperaturen er nær 15 millioner kelvin og gasstrykket cirka 350 milliarder atmosfærer. Den samlede utstrålte energien svarer til en forbrenning av om lag 600 millioner tonn hydrogen til helium hvert sekund.

Når hydrogenatomer fusjonerer til helium, oppstår nøytrinoer som biprodukt. Disse nær masseløse partiklene beveger seg tett oppunder lyshastigheten. De vekselvirker omtrent ikke med annen materie og slipper dermed rett ut fra Sola. Nobelprisvinner Raymond Davis utviklet i 1960-årene et unikt nøytrinoobservatorium i en nedlagt gullgruve i South Dakota. Fra målinger av strømmen av solare nøytrinopartikler gjennom en årrekke viste han at flukstettheten bare var en tredjedel av den verdien som var forventet fra beregninger basert på kunnskap om temperatur og tetthet i solkjernen. Den «manglende» nøytrinofluksen i disse målingene førte til oppdagelsen av at nøytrinoene stadig skifter mellom tre typer («flavors»), hvorav målingene til Davis bare kunne registrere en av typene. Målinger fra andre nøytrinoobservatorier i senere år bekreftet denne forklaringen.

Energien fra kjernen ledes som stråling ut mot overflaten gjennom en stabil strålingssone og videre som stråling og massebevegelser gjennom en konvektiv sone. Området mellom disse to sonene omfatter globale strømmer av ionisert gass som genererer rørlignede magnetiske strukturer. Når disse etter hvert flyter opp til overflaten dannes aktive områder med solflekker og kilder til eksplosive utbrudd av stråling og masse.

Sola stråler over et stort område av det elektromagnetiske spektrumet, fra svært kortbølget gamma-, røntgen- og ultrafiolett stråling, til synlig lys, infrarød stråling og langbølget radiostråling. Den største delen av energien i solstrålingen inkluderer det synlige lyset med bølgelengde på 400–700 nanometer. Fluktuasjonene i solstrålingen knyttet til aktivitet er vesentlig høyere på korte bølgelengder i solspekteret (røntgen og ultrafiolett) enn i synlig lys.

Spekteret av fotosfærelyset er gjennomskåret av såkalte absorpsjonslinjer. De mørke linjene er oppkalt etter den tyske fysikeren Joseph Fraunhofer, som i 1814 studerte og katalogiserte over 500 av dem. Nyere spektrale atlas inneholder mer enn 50 000 linjer i området 300–700 nanometer. Spektrallinjene skyldes absorpsjon fra atomer og molekyler i solgassen. Hvert grunnstoff har sine karakteristiske absorpsjonslinjer. Ved å sammenlikne bølgelengde og styrke på de observerte spektrallinjene bestemmes Solas kjemiske sammensetning på overflaten.

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

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

Den tynne gassen i Solas korona strømmer ut kontinuerlig. Denne vinden av tynn, varm gass, solvinden, fortsetter langt utover i det interplanetariske rommet. I Jordas avstand måles hastigheten i solvinden til 200–700 kilometer per sekund. Hele solsystemet er innhyllet i denne uhyre tynne ekspanderende gass-skyen, heliosfæren. Partikkeltettheten er 1–10 per kubikkcentimeter.

Enkelte områder i solkoronaen hvor de magnetiske feltlinjene er åpne utover, er kilden til de kraftigste solvindene. Når disse vindene sveiper forbi Jorda, blir de energirike partiklene fanget inn i det jordmagnetiske feltet. De trenger deretter inn i den øvre atmosfæren i polarområdene, og er opphavet til nordlys. Når kometer nærmer seg Sola og begynner å fordampe, blåser solvinden den elektrisk ladede kometgassen bort fra Sola og danner den ene av to lange, lyse komethaler.

Sola har innvirkning på blant annet døgnrytmen, årstidene og vær- og klimaforhold på Jorda. Elektromagnetisk stråling og partikler fra Sola absorberes i forskjellige høyder i Jordas atmosfære og påvirker således temperatur- og energiforholdene.

Det er ingen entydig sammenheng mellom solaktivitet og klima, blant annet fordi været ikke er likt på forskjellige steder på Jorda til samme tid. Forskerne har teoretiske modeller for å beregne vekselvirkningen mellom atmosfæren og aktiviteten på Sola, men prosessene som inngår er mange og kompliserte.

• Se hovedartikkel: klimaendringer.

Vår sol og andre stjerner er oppstått fra lokale, beskjedne fortetninger i enorme interstellare skyer av gass og støv. Gravitasjonskreftene i en slik sky førte til at gassen fortsatte å trekke seg sammen til en kompakt, mørk tåke, som ved ytterligere sammentrekning dannet en stabil stjerne. Da tetthet og temperatur ble tilstrekkelig høy i Solas indre startet kjernebrenningen hvor hydrogenatomer smelter sammen til helium som ledet til at den begynte å stråle. Sola, som klassifiseres som en hovedseriestjerne, er kommet omtrent halvveis i sitt livsløp.

Forbrenningsprosessen medfører at innholdet av helium øker og endrer gasstettheten som dermed fører til økt forbrenning og utstråling. Solas utstråling har økt med omkring 30 prosent fra den ble dannet til i dag, og den vil tilta med ytterligere 30 prosent i de neste 4,5 milliarder år.

Når forbrenningen har forbrukt kjernens hydrogen, vil den trekke seg sammen og bli tilstrekkelig oppvarmet til å kunne starte heliumforbrenning, som skaper karbon. I et skall utenfor den indre kjerne vil forbrenning av hydrogen fortsette. Det medfører at en del av Sola eser ut og for en periode blir en rød kjempestjerne som svelger Merkur og Venus. Vår Jord og øvrige planeter vil også bli dramatisk berørte. Den varme kjernen blir en hvit dvergstjerne som i løpet av milliarder år vil slukne. En betydelig del av Solas opprinnelige masse forsvinner videre utover og kan komme til å inngå i dannelse av framtidige, nye stjerner.

Når et roterende legeme utvider seg eller gir fra seg masse til omgivelsene avtar rotasjonshastigheten. Sola roterte opprinnelig ti ganger hurtigere enn i dag. Det skyldes dens kontinuerlige massetap fra solvind og solstormer.

Solas rotasjonshastighet innvirker også på de globale strømmene under sol-overflaten som er kilden til magnetisk aktive områder på overflaten og i atmosfæren. Det innebærer at solaktiviteten forventes å endre seg i takt med rotasjonshastigheten. Studier av sollignede stjerner bekrefter at magnetisk tilknyttet aktivitet avtar med stjernenes alder.

Solforskning har, i tillegg til omfattende kunnskaper innen øvrige naturvitenskapelige felter, alltid bygget på observasjoner med teleskoper i rommet og på egnede steder omkring på kloden. Mount Wilson-observatoriet i California, som ble operativ i 1905, bidro spesielt med mye ny kunnskap om Sola. Siden 1964 har man også observert Sola fra rommet utenfor atmosfæren.

Rombaserte solteleskoper omfatter blant annet Skylab, SOHO, TRACE, Hinode, SDO, IRIS, Solar Orbiter og Parker Solar Probe. Blant høytliggende og ellers gunstig plasserte solteleskoper på bakken, som også korrigerer for atmosfærens optiske forstyrrelser, er SST (Swedish Solar Telescope), det tyske Gregory Solar Telescope, begge to på Kanariøyene, og Goode Solar Telescope, ved Big Bear Lake i California. Neste generasjon solteleskop, DKIST, på Maui, Hawaii, ble tatt i bruk i 2020 og det tilsvarende EST (European Solar Telescope) forventes å bli tilgjengelig på La Palma fra omkring 2025.

• stjerne
• solsystemet

• NASA Solar System Exploration: Sun