Solen en dynamisk stjerne Hvor, hvad og hvordan? Knud Erik Sørensen HAF 2010-09-05 1
Solen i dag Knud Erik Sørensen 2010-09-05 2
Hvorfor interessant? Mange gode grunde til at studere Solen: Solen er lys- og varmekilden Nærmeste stjerne Stort centrallegeme fysik Kosmologiske overvejelser Solvinden Solens magnetfelt Årsag til ekstreme vejrforhold Knud Erik Sørensen 2010-09-05 3
Solens data Størrelse Værdi Kommentar Middelafst. til Jorden 149,6 mio. km 1 AU Radius 695.510 km 109 gange Jordens Masse 1,989 10 30 kg 332.800 m J. 98% af solsystemets Luminositet 3,846 10 26 W DK: 2,5 10 10 W Overfladetemperatur 5778 K 6051 C Temp. i centrum 15,2 mio. K Middeldensitet 1,411 g/cm 3 Alligevel: Alt stof er ioniseret og Densitet i centrum 154 g/cm 3 opfører sig som en gas. Tryk i centrum Alder 250 mia. atm. 4,5 mia. år Spektraltype G2V Husk O B A F G K M Viden stammer fra teoretiske modeller og helioseismologi Knud Erik Sørensen 2010-09-05 4
Solens sammensætning Solen består efter vægt af hydrogen (72%) og helium (26%), medens tungere dele kun udgør 2%. For hver million hydrogenatomer i He 26% Andre 2% H 72% Solen er der omkring 63.000 heliumatomer og kun omkring 690 oxygen 45 silicon 32 jern 420 carbon 40 magnesium 87 nitrogen 37 neon og få af mange andre Fraunhoferske linjer Knud Erik Sørensen 2010-09-05 5
Solens data Fraunhoferske linjer Knud Erik Sørensen 2010-09-05 6
Solens opbygning Astronomer tænker på Solen som en samling af adskilte områder, hvor der foregår forskellige processer Den virkelige sol Astronomernes sol Knud Erik Sørensen 2010-09-05 7
Solens 6 områder Solen består af gas, men gassen opfører sig forskelligt i forskellige dybder. Det har vist sig naturligt at inddele i 6 områder Kernen, ca. 25% af Solens radius, ca. 15 mio. K Strålingszonen, ud til ca. 70% af Solens radius, ca. 8 mio. K Konvektionszonen, ca. 30% af Solens radius, ca. 500 000 K Fotosfæren, ca. 500 km tyk, ca. 6000 K Kromosfæren, ca. 10 000 km tyk, fra 4000 K til 400 000 K Koronaen, meget udstrakt, men ustabil i form og dybde, ca. 10 6 K Knud Erik Sørensen 2010-09-05 8
Solens dannelse Dannet af interstellar gas- og støvsky, T = 10 K Hydrostatisk ligevægt Tyngekraft trækker, trykket skubber Stabil? Afhænger af trykgradienten Skyen mister energi ved udstråling Frigjort pot. energi ½ opvarmning + ½ udstråling Sammentrækning indtil fusion er mulig Fusionsenergi erstatter udstrålet energi Dynamisk ligevægt! tyngde tryk Knud Erik Sørensen 2010-09-05 9
En fotons fødsel Fotonen fødes i solens hjerte. Det er her, temperaturen er høj nok til pp-fusionen pp-kæde Fire protoner under enormt tryk og høj temperatur danner en heliumkerne, to positroner, en neutrino og en foton Energien af en foton, skabt ved fusionen, er 0,43 10-11 J; altså hård stråling i gammaområdet Knud Erik Sørensen 2010-09-05 10
Energiligevægten Fusionsprocessen gendanner den energi, Solen taber ved udstråling fra overfladen: hydrostatisk ligevægt! Negativt feedback: Stigning i udstråling trykfald i centrum sammentrækning temperaturstigning øget fusionshastighed øget energiproduktion Fald i udstråling trykstigning i centrum udvidelse temperaturfald sænket fusionshastighed sænket energiproduktion Knud Erik Sørensen 2010-09-05 11
Fotonens barndom Den nyfødte foton befinder sig i et meget tæt materiale. Den når kun at bevæge sig en brøkdel af en millimeter, før den absorberes af en kerne og bliver genudsendt. Fotonens vej ud til overfladen kan tage op til flere mio. år, idet dens effektive hastighed bliver meget lille. Fotonen mister energi undervejs og skifter dermed bølgelængde. Knud Erik Sørensen 2010-09-05 12
Opsplitning i flere mindre energirige Fotonerne når Solens overflade med forskellige energier - splittes op i et antal lavenergi -fotoner En gruppe ppfotoner, praktisk taget ens Samme gruppe senere: flere med mindre energi Knud Erik Sørensen 2010-09-05 13
Kernen og strålingszonen Kernen er teknisk set en gas, men partiklerne er så tæt pakkede, at de blot puffer til hinanden Energien udveksles via stråling: partiklerne spiller håndbold med fotonerne som bolde Solens inderste område roterer som et fast legeme Knud Erik Sørensen 2010-09-05 14
Konvektionszonen Længere ude er materialet blevet tyndere men stadig tæt pakket! og gassen kan strømme. Det kaldes konvektion. Den varme gas kan danne komplekse strømme og hvirvler, der kan føre energi med sig opad, alt medens koldere gas falder nedad mod kernen. Toppen og bunden af konvektionszonen roterer med vidt forskellig hastighed viser helioseismologi. Knud Erik Sørensen 2010-09-05 15
Fotosfæren Ved toppen af konvektionszonen, hvor overfladen bobler som kogende havregrød granulationen kan fotonerne endelig undslippe. Husk: fotonerne kommer fra fotosfæren Rotationstid: ækvator: 25 døgn polerne: 35 døgn Knud Erik Sørensen 2010-09-05 16
Koronaen De yderste lag kaldes koronaen. Det betyder blot kronen Billedet viser en trykbølge af stråling og varm gas, nemlig solvinden, der konstant sprøjter ud i rummet. Billedet er sammensat. Sort ring = manglende Knud Erik Sørensen 2010-09-05 17
Solens atmosfære 1 Gennemsigtig Røde H α -linje: λ = 656 nm emissionslinje: 3 2 ioniseret brint: 3 Hydrogen-alfa filter: Transmitterer snævert bånd omkring 656 nm. Består af måske 50 vacuum-deponerede lag! Dyre! Knud Erik Sørensen 2010-09-05 18
Solens atmosfære: solpletter Solpletter Mørkere område: umbra: 4000 K og penumbra: mellem 4000 K og 6000 K Typisk 50.000 km i diameter Galileo, Scheiner, Harriot, Fabricius, 1610 ff. Magnetfelt: 0,4 T, hæmmer energitransport i konvektionszonen Optræder parvis modsat polaritet Flares: kortlivet udbrud, 1 h, hvorved varm og lysende gas slynges ud. Skyldes lokal udposning på Solens magnetfelt. Magnetisk cyklus: 22 år Maunderminimum 1640-1710 Knud Erik Sørensen 2010-09-05 19
Solens atmosfære - spiculer Spiculer - jetstråler af plasma, typisk 500 km diameter og når op til 10.000 km ud fra overfladen lever kun 5 minutter Menes forårsaget af lækkende overfladelydbølger, jf. L-bølger ved jordskælv. Opdaget 1877 Bidrager vist til solvinden Knud Erik Sørensen 2010-09-05 20
Solens atmosfære: Protuberanser Protuberanser = prominences Buer af varm, rødt lysende, ioniseret gas fra Solens overflade/kromosfære - strækker sig op i koronaen. Mindre protuberanser: tusinder af km ud i rummet og varer et par timer. Store protuberanser: som Solens radius og varer i uger: 10 mia. t. CME Canada 1989 Satellitter Space Weather Knud Erik Sørensen 2010-09-05 21
Solens atmosfære: CME CME Canada 1989. Satellitter. Space Weather Space Weather News for Sept. 5, 2010 SOLAR ACTIVITY: On Sept. 4th around 1600 UT, a magnetic filament erupted, hurling a bright coronal mass ejection (CME) off the sun's northwestern limb. The CME is not expected to hit Earth. Nevertheless, auroras are possible in the nights ahead. A solar wind stream flowing from a coronal hole is heading our way, due to arrive on Sept. 5th or 6th. NOAA forecasters estimate a 50% chance of high-latitude geomagnetic activity when the solar wind hits. With the approach of northern autumn, Arctic nights are getting dark again--dark enough to see the Northern Lights. People in Alaska, Canada and Scandinavia should keep an eye on the night sky this weekend. Knud Erik Sørensen 2010-09-05 22
Solens effekt på Jorden Årstider Solens magnetfelt små og store istider? Sol- og stjernevind skydække Svensmark Magnetisk uvejr radiokommunikation Nordlysbælte Van Allen Ultraviolet stråling ozonlaget Solen og D-vitamin Symbolik religion solvognen Metaforer i kristendom: Nu rinder Solen op, I al sin glans, Morgenstund har guld i mund, Se nu stiger Solen. Knud Erik Sørensen 2010-09-05 23
Solens skæbne Født som 2. eller 3. generations stjerne Nu hovedseriestjerne G2V Vokser til en rød kæmpestjerne og kaster de yderste lag af sig. Tilbage bliver en tæt, varm kerne, en hvid dværg, der i nogle tusinder år oplyser det afkastede materiale. Knud Erik Sørensen 2010-09-05 24
Solen i snit Knud Erik Sørensen 2010-09-05 25