Stjärnorna
|
För mänskligheten på Jorden är Solen helt nödvändig för vår överlevnad. Utan dess energi skulle vi och resten av det flercelliga livet dö ut efter några dagar. I Vintergatan är dock Solen är en ganska vanlig och oviktig stjärna bland 100 miljarder andra. Solen bildades ur en nebulosa tillsammans med flertalet andra stjärnor för 4,58 miljarder år sedan 28000 ljusår ifrån Vintergatans centrum. Dessa stjärnor befann sig till att börja med i en tät öppen stjärnhop som snart splittrades. Numera är det svårt att säga vilka stjärnor som bildades tillsammans med Solen men troligtvis finns stjärnorna i stjärnbilden Hyaderna. EnergigenereringI början av Solens levnad, under T Tauri-fasen, var vår stjärna mycket aktiv. Sedan Solen gick in på huvudserien och började omvandla väte till helium i kärnan genom fusion så har processerna inuti Solen gått ganska lugnt och stabilt till. Temperaturen i kärnan är 15*106 K och för att uppehålla denna höga temperatur så deltager varje sekund hela 580 miljarder kg väte som omvandlas till helium. En heliumatom väger dock mindre än två väteatomer och mellanskillnaden mellan massorna i fusionen blir alltså energi. Denna mellanskillnad är
D v s 0,735 % av materian omvandlas till energi. Den totala mängden energi som Solen emitterar varje sekund är alltså
Trots denna oerhörda energiproduktion så deltager endast en tiondel av Solens väte i fusionen under Solens levnad som uppgår till drygt tolv miljarder år. Allt eftersom tiden går så lyser Solen intressant nog allt starkare, trots att Solen hela tiden blir lättare. Solens luminositet har hittills ökat med hela 40 % sedan stjärnan gick in på huvudserien. Detta beror på att vätet i kärnan omvandlas till helium som är tyngre men färre till antalet än antalet väteatomer som fanns från början. Eftersom det utåtriktade trycket som en partikel utövar är oberoende av dess massa så måste faktumet att antalet atomer har minskat kompenseras genom att de atomer som finns rör sig snabbare och därmed utgör ett större enskilt tryck. Detta görs genom en snabbare förbränning som frigör mer energi eftersom varje enskild elementomvandling ger lika mycket energi nu som innan och alltså leder till en luminositetsökning. EnergitransportUtanför Solens 175000 km tjocka, energiproducerande kärna, finns strålningszonen som sträcker sig ut hela 70 % av Solens radie. Här transporteras energin utåt genom radiativ diffusion. Det är ett mycket långsamt och ineffektivt energitransportsystem där myriader av emissioner och nästan omedelbara absorptioner av fotoner sker mellan närbelägna atomer. I Solen tar det hundratusentals år för en foton att passera strålningszonen. Hur snabbt denna energitransport utåt sker beror på temperaturen och opaciteten. Opacitet är ett mått på ett materials förmåga att hindra strålning från att passera det. Eftersom energin som passerar ett skikt nära kärnan är lika stor som i ett skikt nära ytan där arean av skiktet är mycket större, så krävs det att mindre energi per areaenhet släpps igenom längre ut. Detta kan endast åstadkommas genom ökad opacitet, d v s minskad strålningsgenomgång. Om opaciteten är stor så sjunker temperaturen mycket snabbt utåt, precis som i hus med bra ytterisolering där temperaturen kan vara hög inomhus trots den är låg utomhus bara någon decimeter utanför väggen. Efter 70 % av sträckan mellan kärnan och ytan har temperaturen sjunkit till relativt låga 1,5*106 K. Här är opaciteten mycket stor och temperaturen faller så snabbt att en annan energitransport tar över i de yttersta 30 % av Solen som kallas den konvektiva zonen. Här transporteras värmen som bubblor i sexkantiga konvektiva celler som virvlande stiger uppåt i mitten av cellen och sedan sjunker ner på kanterna av cellen. Rörelsesättet kallas för konvektiv rörelse. För att konvektion skall fungera måste temperaturen sjunka så snabbt utåt att virvlarna förblir hetare än omgivningen när de stiger och kyls av. Denna konvektion är så effektiv att nästan all energi transporteras till ytan genom konvektionen trots att den radiativa diffusionen fortsätter fungera även i de yttersta delarna. När väl energin har nått den konvektiva zonen så når alltså energin snabbt Solens yta. Solens ytaSolens yta kallas fotosfären och det är därifrån det synliga ljuset emitteras som vi på Jorden ser när vi tittar mot. Fotosfären, som i medeltal har en temperatur på 5770 K, består till största delen av väte men även alla de övriga ämnena som finns inuti Solen. Man kan alltså avslöja vilka ämnen som finns inuti Solen genom att studera ytan med hjälp av spektroskopi. Om man tittar med riktigt stor förstoring på ytan så syns bubblor som är i samma storleksordning som Sveriges area, kallade granulationer. Granulationerna framträder och försvinner på bara ett par minuter trots att arean av granulationen är lika stor som Sverige! Dessa orsakas av de heta konvektionsströmningarna som kommer upp till ytan. När bubblan har kylts av vid ytan och avgett sin energi i form av strålning, så sjunker granulationen igen och försvinner. Utanför fotosfären ligger kromosfären som i medeltal är varmare än fotosfären, mellan 4500 (vid botten) och 8500 K (vid kromosfärens topp). Namnet har kromosfären på grund av sin djupröda färg som uppkommer utav vätets starka spektrallinje vid 656,3 nm långt ned i kromosfären. Kromosfären kan inte ses under normala förhållanden eftersom ljuset är mycket svagare än fotosfärens ljus, utan endast vid solförmörkelser då månen skymmer fotosfären. Ytterst ligger Solens korona som sträcker sig långt ut i rymden. Temperaturen i koronan kan bli så hög som 2*106 K. Den extrema temperaturen beror på att samtidigt som energimängden per volymenhet är mindre i koronan än vid ytan, så är densitet mycket lägre. Dessutom så värmer Solens magnetfält koronan. Varje enskild atom får därmed större energimängd och rör sig snabbare, vilket är det samma som temperatur. Men densiteten är så låg att om man vistades i koronan skulle det inte upplevas vara så varmt som t ex i kromosfären. SolfläckarnaMed jämna mellanrum uppkommer solfläckar på Solens yta. Det är områden lika stora som Jorden där temperaturen bara är 3800 K till skillnad ifrån den övriga ytan där temperaturen är 5800 K. Temperatursänkningen leder till att ytans emissionsförmåga minskar drygt fem gånger enligt Stefan-Boltzmanns lag samtidigt som 80 % av ljuset börjar emitteras i det infraröda området av spektrumet. Solfläckens mycket ljusa omgivningen får alltså solfläcken att se svart ut trots att en normal solfläcks ljusstyrka är många gånger större än fullmånens. I samband med att dessa mörka fläckar framträder så uppkommer en mängd fenomen på Jorden som polarsken (norrsken/sydsken), atmosfäriska störningar och elavbrott. Enligt observationer av Solen som har pågått sedan mitten av 1600-talet så förändras Solens aktivitet under en cykel med en periodtid på 22 år. Orsaken till solfläckarnas uppkomst är Solens starka magnetfält. Det uppkommer djupt ned i konvektionszonen på grund av Solens konvektion samt dess differentiella rotation, vilket innebär att Solen inte roterar som ett fast klot, utan att rotationstiden beror dynamiskt på radien och även latituden. Ekvatorns rotationstid vid ytan är 25,4 dagar medan polernas rotationstid är så lång som 36 dagar. Solens heta inre gör att atomerna inte klarar av att hålla kvar alla elektroner i dess skal utan atomerna tappar en del av sina elektronerna, det vill säga jonisering sker. Jonen blir då positivt laddad samtidigt som elektronen är negativt laddad. När denna form av joniserad materia, som kallas plasma, rör sig med differentiell rotation inducerar och förstärker de elektriskt laddade partiklarna ett magnetfält.
Magnetfältet har en komplicerad uppsättning av fältlinjer som tränger igenom ytan när Solens aktivitet är som störst under 22-årscykeln. Att de tränger ut på vissa ställen beror ytterligare en gång på den differentiella rotationen som rör om i Solens inre och får fältlinjerna att med jämna mellanrum sträckas ut och bli starkare. Där dessa penetrationer av solytan sker styrs de elektriskt laddade partiklarna av det mycket starka magnetiska fältlinjerna (ca 0,3 Tesla) och hindrar därmed konvektionen att fungera på ett effektivt sätt. De flesta solfläckarna uppträder i par och de uppkommer i början av en solfläckscykel alltid nära polerna för att under tiden närma sig ekvatorn och bli flera och större när Solen närmar sig sitt aktivitetsmaximum. Genom att mäta polariteten på fläckarna med hjälp av Zeeman-effekten, där spektrallinjerna i spektrumet splittras på grund av den starka magnetismen, så upptäckte George Ellery Hale (1868-1938) år 1908 att komponenterna i solfläcksparen hade motsatt polaritet. Detta beror på att de magnetiska fälten som går utanför solytan är formade som öglor. Den i rotationsriktingen främre solfläcken har i alla solfläckspar samma polaritet. På andra sidan Solens ekvator så färdas denna polaritet sist i alla solfläcksparen i förhållande till rotationsriktningen. Det underligaste med magnetfältet är att polariteten skiftar till den motsatta under Solens aktivaste perioder under 22 årscykeln, d v s att magnetpolen som är positiv blir negativ och tvärtom. Detta sker troligen på grund av att de magnetiska fälten inuti Solen sträcks ut av den differentiella rotationen och beskrivs av den solfläcksmodell som Horace Babcock (1912- ) och hans fader Harold Babcock (1882-1968) utvecklade och fick Brucemedaljen för år 1953 respektive 1969.
Öglorna i magnetfälten uppkommer på samma sätt som knutor uppkommer på ett gummiband när man snurrar upp det tillräckligt, och det är alltså i öglan som solfläcksparet uppkommer. Det är den svaga motsatta polatiteten som kvarstår som under nästa fjärdedel av perioden skapar solfläckarna när fältet förstärks. Denna 11-årscykel är alltså egentligen en stabilare 22-årsperiod då Solens magnetfält vrider sig ett helt varv.
Vid Solens yta så uppkommer ibland kraftiga utbrott kallade protuberanser och flares. Dessa skapas genom att energi som lagras i de magnetiska fälten genom att elektriska strömmar och andra krafter påverkar de magnetiska fälten, plötsligt lösgörs. Likt ett gummiband som vrids upp allt mer för att till slut slå en knut på sig själv så händer samma sak med magnetfältet vid en flare. På ett par sekunder så frigörs stora mängder energi i solatmosfären, motsvarande energin i miljontals atombomber. En del av denna energi orsakar en mängd fenomen i fotosfären - upp till tio miljarder ton materia kan uppnå Solens flykthastighet och fly ut i rymden. En del av energin kan accelerera protoner, elektroner och andra partiklar till relativistiska hastigheter nära ljusets. Dessa orsakar extra höga aktiviteter i jordatmosfären.
Den är den så kallade solvinden som orsakar polarskenen och störningarna på Jorden när Solen är aktiv. Det är laddade partiklar, d v s främst protoner och elektroner som med stor hastighet färdas ut ifrån Solen och vars räckvidd är ungefär dubbelt så stor som Neptunus medelavstånd till Solen. Detta jättelika område runt Solen kallas heliosfären och hindrar bland annat kosmisk strålning att i lika stor omfattning nå fram till Solen och planeterna (rymdsonden Voyager 1 passerade den s k heliopausen, den yttersta gränsen där heliosfären slutar i genomsnitt 123 astronomiska enheter, 25:e augusti år 2012). Heliosfären ändrar under den 22-åriga solfläckscykeln storlek, när Solen är som aktivast då är heliosfären som störst. När Solen är som aktivast då hindras alltså störst del kosmisk strålning att nå fram till Jorden och mängden kol-14 minskar eftersom det är den kosmiska strålningen som skapar allt kol-14 när den träffar atmosfären. Man kan härmed mäta Solens aktivitet flera tusen år bakåt, långt innan man började observera Solens aktivitet ifrån Jorden. Faktumet att Solens aktivitet förändras försämrar dessutom kol-14 metodens exakthet som är så viktig i åldersbestämningar av föremål. När dessa laddade partiklar ifrån solvinden kommer in i Jordens atmosfär så bromsas de upp och sänder ut ljus, främst grönt med även andra färger när Solen är extremt aktiv. Solvinden emitteras ifrån Solen i s k koronahål. Det är magnetfältsöglor som har gått av på mitten eftersom magnetfältsstyrkan i dessa avtar med höjden. När öglorna sträcker sig tillräckligt långt ut ifrån ytan så blir gastrycket större än magnetfältets sammanhållande förmåga och magnetfältsöglorna går alltså av. Fältlinjerna sveps ut ifrån Solen av den expanderande solvinden som kan försvinna ut i rymden.
Vad kommer då att hända med Solen i dess framtid? Om man tittar på Solens HR-diagram så hamnade den nybildade stjärnan på huvudserien (A) för ungefär 4,6 miljarder år sedan. Solens luminositet har som redan nämnts ökat med 40 % sedan dess. Detta har lett till att yttemperaturen ökat med 300 K samt att Solens radie har blivit 6 % större tills idag (B). Jo, troligtvis kommer denna ökning att fortsätta under ungefär i fem miljarder år till tills vätet i Solens kärna börjar ta slut (C). Då har luminositeten blivit dubbelt så stor samt radien 40 % större än i dag. När vätet tar slut i kärnan så tänds ett lager med väte runt kärnan och Solens yttre delar kommer att expandera. Under nästa 1,5 miljarder år så kommer ytan att bli ungefär 3,3 gånger så stor som i dag samtidigt som yttemperaturen kommer att sjunka till 4300 K (D). Liv som otroligt nog ännu skulle finnas kvar på Jorden kommer att förintas eftersom temperaturen vid det här laget har blivit så stor (ca 400 K), att allt vatten i haven kokar bort och tillsammans med atmosfären försvinner ut i rymden. Solen fortsätter snabbt att expandera tills den blir en röd jättestjärna (E). Luminositeten har blivit 500 gånger större än idag samtidigt som yttemperaturen har sjunkit till 3500 K. Vid denna punkt uppnår temperaturen i kärnan 1*109 K, tillräckligt för att tända heliumet i kärnan. I den kommande heliumflashen förlorar Solen troligen ca en tredjedel av massan som försvinner som en jättelik solvind. Följden blir att luminositeten sjunker drastiskt (F). Nu börjar en ny luminositetsökning som dock inte riktigt uppnår den i topp vid stadiet som röd jättestjärna i punkt E. Eftersom stjärnan är mindre än den röda jättestjärnan och ytan är närmare kärnan så är yttemperaturen nu större, ungefär lika stor som i dag, 6000 K (G). Under Solens jättestadier är solvinden så stor att ytan snabbt skalas av. Till slut så kvarstår bara kärnan som inte är mycket större än Jorden (H). Samtidigt så är massan inte längre tillräckligt stor för fortsatta några fusionsprocesser utan den nu 10000 K varma Solen svalnar långsamt av samtidigt som degenarationskrafter börjar hindra stjärnan att kollapsa vidare. Solen har blivit en vit dvärgstjärna. Efter oerhört lång tid av långsam avsvalning så har Solen blivit en svart dvärgstjärna (I), som kanske för evigt kommer att cirkla runt i Vintergatan.
Fakta om SolenHastighet i banan runt Vintergatan: ca 215 km/s. Bilder i realtid av SolenDet är minst två satelliter som övervakar Solen och tillhandahåller bilder av vår stjärna i realtid.
SOlar and Heliospheric ObservatorySå här ser Solen ut just för tillfället på en hel uppsättning sätt; bilderna är vanligvis bara några timmar gamla. I stort sett alla bilder som inte är svartvita är färgkodade för att öka deras intryck. De är ordnade efter ökad våglängd undantaget de magnetiska bilderna som inte har någon elekromagnetisk våglängd. Genom att klicka på bilderna kan du ladda hem högupplösande varianter av dem och genom att klicka på länkarna under bilderna kan du få mer information om bilderna och instrumenten som har tagit dem.
Solar Dynamics ObservatoryTBD. Källor: |
 |
 |
.
.
