SPEKTRUM - Fysik-c

Solen
HALSE · WÜRTZ
SPEKTRUM
FYSIK C
• Solens overflade side 3
• Solens indre side 5
• Solens livsforløb side 6
• Grundstofomdannelse side 7
Artiklen her knytter sig til kapitel 1, Verdensbilleder
Illustrationer:
Søren Lundberg s. 2
NASA/SoHo s. 3
SST/La Palma/Boris Gudiksen s. 4, 5
NASA Trace Mission s. 6, 7
Astronomy Today s. 8, 12
ESO s. 15
Forlaget har forsøgt/forsøger at finde frem til alle rettighedshavere i forbindelse
med brug af billeder. Skulle enkelte mangle, vil de ved henvendelse til forlaget
blive betalt, som om aftale var indgået.
- 1 -

Solen
Solen er den stjerne i Universet, vi ved mest om. Ganske enkelt
fordi vi er tæt på den.
Men hvad ved vi om Solen?
Solens overflade
Fra solindstålingen vi modtager på Jorden kan vi udregne Solens
samlede energiudsendelse. I kapitlet om energi har vi regnet det
ud til Lsol = 4 · 10 26 J/sek. Det er den energistrøm, der stort set
uforandret i ca. 5 milliarder år har strålet ud i rummet. Som en
utrættelig energikilde har den sammen med betingelserne på
planeten Jorden skabt det liv, som vi selv er en del af.
Før satellitternes tid var
man tvunget til at se på
Solen fra Jordens overflade
og kun i det synlige
lys. Med den blå skyfri himmel som baggrund syner Solen
let gullig, men ellers betegner man lyset fra Solen som hvidt.
Dels ud fra farvesammensætningen af lyset fra Solen og dels ud
fra den samlede lysudsendelse kan man beregne Solens overfladetemperatur.
Med satellitter til hjælp har man bestemt
gennemsnitstemperaturen på overfladen til 5778 K. Hverken
mere eller mindre.
Solen er ikke et fast legeme som Jorden. Tværtimod drejer Solen
med en omløbetid på ca. 25 døgn ved ækvator og op imod 36
døgn ved polerne. Det kan man lettest forvisse sig om ved at se
på satellitbilleder lavet som animationer. I gamle dage fulgte
man solpletternes omløb om Solen.
- 2 -
Billeder, der illustrerer Solens betydning
for livets opståen og mangfoldighed på
Jorden. Man fornemmer Solen som
lyskilden med modlyset i håret.

Galilei opdagede solpletterne. Det er mørke områder på Solens
overflade, der lever fra 1 til 100 dage, og følger Solens rotation.
Det er derfor vi ved, at Solen roterer omkring sig selv. Vi ved
også, at solpletternes antal varierer regelmæssigt med en periode
på ca. 11 år, og efter en tid uden solpletter optræder de først
langs Solens "ækvator" mellem polerne og flytter sig
efterhånden ud mod polerne.
- 3 -
Solen set i almindeligt lys fra Jorden. Vi
bemærker Solens jævne flade, der bliver
mørkere mod randen. Ser vi mod skivens
centrum, så ser vi direkte ind på
overfladen og rammes af lyset dybest
nede fra Solen. Mod randen taler man
om randformørkningen svarende til, at
lyset der bevæger sig et langt stykke
gennem Solens overflade.
De mørke pletter lidt over centrum er en
gruppe solpletter.
Bemærk den skarpe kant mellem lys og
mørke, der fortæller os, at lyset
udsendes tæt på overfladen af det
ugennemsigtige solstof.
Solen optaget af satellitten SoHO. Da
satellitten befinder sig uden for Jordens
atmosfære, sløres billederne ikke, og
lyset absorberes ikke af Jordens
atmosfære. Billedet er taget ved
bølgelængden 30,4 nm, hvilket vil sige i
det bløde røntgenområde uden for øjets
følsomme område. Det betyder til
gengæld, at man ved, at det er
heliumatomer, der har udsendt lyset.
Farverne er kunstige for at fremhæve
detaljer i billedet.
Bemærk den ujævne overflade og
koronaen, der er det lysende område
omkring Solen.
Følg selv de smukke billeder og
animationer på SoHOs hjemmeside.

Granulationen
Et nærbillede af Solens overflade viser tydeligt en boblet
struktur ligesom havregrød, der koger. Det kaldes granulationen,
og de enkelte "bobler" kaldes for konvektionsceller. Konvektion
kendes fra en radiator, hvor der dannes en luftstrøm med varmt
opadstigende luft, og hvor rummets koldere luft strømmer hen
mod radiatoren for neden. Man kan selv lave granulationsceller
ved at opvarme spiseolie på en stegepande. I konvektionscellerne
i Solen sker noget tilsvarende: Materialet varmes op et stykke
ned i Solen, det varme stof bliver lettere end omgivelserne og
stiger til vejrs, det når Solens overflade, det afkøles ved energiudsendelse
til omgivelserne (verdensrummet), det bliver derved
tungere og synker ned i Solen igen.
Soloverfladen set ude ved randen, hvor man kan se
højdevariationerne svarende til konvektionscellerne. Stregerne i
kanten af billedet markerer en afstand på 1000 km. Levetiden for
cellerne er 5-10 minutter, og højdevariationen er mellem 200 og
450 km. Inden for den enkelte celle er der en temperaturvariation
på nogle hundrede grader. De mørke felter for oven i billedet er
områder med små solpletter. Optaget i det synlige lys med det
svenske teleskop SST på La Palma.
- 4 -

Solpletterne har typisk en diameter på 30.000 km. De optræder
altid i par, og af lyset derfra kan man registrere, at magnetfeltet
fra Solen stikker ud ved det ene hul og ind ved det andet.
Hullerne fremtræder sorte på den lyse baggrund, men
temperaturen, der sørger for lysudsendelsen er kun ca. 1000
grader lavere i solpletten svarende til, at lysudsendelsen pr.
kvadratmeter i pletten er knap halv så stor som for resten af
Solen. Man gætter på, at magnetfeltet låser for energistrømmen
fra det indre af Solen, og derfor bliver områderne koldere. I
umbraen er der et meget kraftigt magnetfelt vinkelret ud fra
Solen. De magnetiske feltlinjer er bundet til stoffet, der er
ioniseret. Nede i Solen kan stoffet kun bevæge sig i feltets
retning, og det låser den sædvanlige konvektionsstrøm i
konvektionscellerne. Stoffet kan ikke komme til at vende rundt
hverken ved overfladen eller nede i Solen for enden af
- 5 -
Nærbillede af en solplet set fra Jorden
med det svenske teleskop SST på La
Palma. Ved hjælp af en særlig teknik
kompenserer man for den atmosfæriske
uro, og derfor ses detaljerne på
soloverfladen tydeligt. Yderst til venstre
ses den normale granulation med
konvektionscellerne. Til højre ses
solpletten, hvor den sorte del kaldes
umbraen. Omkring ses en stribet
spiralstruktur kaldet penumbraen.
Temperaturen i centrum af pletten er ca.
4700 K. Den lavere temperatur bevirker,
at umbraen udsender knapt halvt så
meget energi pr. kvadratmeter, som i
billedets lyse områder.
Man regner med, at det er Solens
magnetiske felter, der ved en solplet
blokerer for energistrømmen fra Solens
indre. Når overfladen ikke konstant
tilføres energi fra de underliggende lag,
køles den af. Derfor kommer pletten til at
se sort ud.

konvektionscellerne. Det meget kraftige magnetfelt bevirker
også, at stoffet er tyndere i solpletten end rundt omkring. Det
magnetiske felt søger at sprede stoffet ud mod siderne, og derfor
er trykket meget lavere inde i solpletten end udenom. Det bevirker,
at lyset vi modtager fra solpletten, stammer fra dybere lag af
Solen. Dette kaldes Wilson-effekten. I penumbraen, der er de
stribede strukturer rundt i kanten af solpletten, ligger de magnetiske
feltliner helt nede i soloverfladen ligesom syningen rundt
om et knaphul. Disse feltlinier, der løber langs soloverfladen
hænger fast i solpletten i den ene ende og granulationen i den
anden. Stoffet kan derfor bevæge sig langs feltlinierne, og det
kommer til at fungere som en slags magnetiske rør af 10 til 100
km diameter, hvori stoffet kan strømme. Da feltet hænger fast i
granulationen omkring solpletten, varierer disse rør i takt med
granulationen, hvor konvektionscellerne lever i 5 til 10 minutter.
Nærbillede af solpletter set fra siden i røntgenområdet optaget med
TRACE-satellitten. Billedet viser hvordan de magnetiske feltlinjer stikker
ud af Solens overfalde som en løkke fra solplet til solplet og hvordan
partiklerne følger feltlinjerne mens de udsender røntgenstråling. De
lysende bånd er stof, der er slynget ud fra Solens overflade, og som
følger de kraftige magnetiske feltlinjer.
- 6 -

Flares
Der optræder undertiden gigantiske eksplosioner, såkaldte flares
på Solens overflade. I mindre skala forekommer de dagligt og en
sjælden gang er eksplosionerne så kraftige, at energiudladningen
fra en enkelt flare svarer til den samlede Solenergi, Jorden
modtager på et år. Statistisk kan man se, at de er knyttet til den
magnetiske cyklus på Solen svarende til solpletterne, og man er
overbevist om, at de har med den magnetiske aktivitet at gøre.
De største soludbrud kan have alvorlige konsekvenser for os på
Jorden. I første omgang ser vi det som nordlys i nærheden af
polerne, men undertiden er påvirkningen så kraftig, at
strømforsyningen afbrydes og satellitter ødelægges. Det hidtil
største soludbrud blev målt 4. november 2003.
Solens indre
Solen består først og fremmest af hydrogen (H) og helium (He),
men på grund af de meget høje temperaturer er atomerne
ioniserede. I centrum er de fuldstændig ioniserede, hvilket
betyder, at Solen dér er mere "gennemsigtig" overfor det lys, der
produceres i kernen end ude i nærheden af Solens overflade,
hvor temperaturen er lavere. Modeller af Solen tyder på, at
energien er et par millioner år om at trænge fra centrum, hvor
den produceres, ud til overfladen. I de indre dele sker
energitransporten ved stråling, som typisk bevæger sig 1 mm,
før den afbøjes ved sammenstød med elektronerne i stoffet. I de
ydre dele er stoffet næsten ugennemsigtigt overfor stråling.
Når temperaturen er lavere, er elektronerne delvist indfanget af
atomkernerne i plasmaet, og det bevirker, at strålingen
absorberes. Derfor sker energitransporten her ved konvektion
som omtalt tidligere.
- 7 -
Et usædvanligt billede, der viser starten af
et soludbrud, flare, hvor store mængder
stof fra soloverfladen slynges ud i rummet.
Billedet er optaget i røntgenområdet, og
man kan se de magnetiske feltlinier snoet
op som en spole. Ved selve udbruddet
slynges stoffet inde i spolen ud i rummet
med stor fart. På billede befinder stoffet sig
stadig inde i spolen inden udbruddet.
Man gætter på, at feltlinjerne snos i de
underliggende sollag på grund af
strømmene, der transporterer varmen ud til
overfladen.

Solen er stabil i sin nuværende fase. På grund af sin enorme
masse søger Solen at trække stoffet ind mod centrum. Det modsvares
af et stigende tryk indefter - lidt i stil med trykket, der
stiger fra overfladen af et svømmebassin ned mod bunden. I
Solen sker det ved, at temperaturen og især tætheden stiger ind
mod centrum. Temperaturen stiger fra overfladetemperaturen på
5778 K til ca. 16 millioner K i de centrale dele, hvor energien
omsættes. Dette område kaldes kernen.
Energiproduktionen
Solens enorme energiudstråling viser, at der omsættes energi.
Denne frigives i centrum ved fusion, dvs. sammensmeltning af
atomkerner. Den vigtigste energikilde i Solen og de fleste andre
stjerner er, at 4 hydrogenkener (H) smeltes sammen til en
heliumkerne (He). Derved frigøres enorme mængder energi. Det
er samme fænomen som i en brintbombe - dog med den forskel,
at det på Solen sker med jævn hastighed på grund af de høje
temperaturer. Se en nærmere beskrivelse af fusion i kapitlet om
atomkerner.
Snit af Solen med energiproduktionen i kernen, med energistrålingen
ud fra kernen og med konvektionszonerne i nærheden af Solens
overflade.
Fusionen sker i flere trin. I første trin skal atomkernerne støde
sammen, så de kan røre ved hinanden. Det kræver meget høje
temperaturer, for ellers bevirker den elektriske frastødning, at de
ikke kommer tæt nok på. Atomkernerne er nemlig positive, og
to positive ladninger frastøder hinanden. For at overvinde
frastødningen mellem de to positive hydrogenkerner, skal
temperaturen være over 10 millioner grader. Man regner med, at
temperaturen i Solens centrum er 16 millioner grader. Jo
varmere der er, jo hurtigere sker fusionen. Ind gennem Solen er
der en hårfin balance mellem på den ene side den udstrømmende
energi, som søger at sprede Solen, og på den anden side
- 8 -

tyngdekraften, som søger at samle Solen. Bliver temperaturen
for høj og energiproduktionen for kraftig i forhold til Solens
samlede masse, svulmer den op, hvilket nedsætter temperaturen
i centrum og dermed sandsynligheden for fusion. Så synker den
sammen igen. Synker den sammen på grund af manglende
fusion, stiger omvendt temperaturen.
Nettoeffekten ved fusionen i Solens centrum
hydrogenkerner (H) i kernen af Solen omsættes til
heliumkerner (He)
den frigivne energi bevarer den høje temperatur i
centrum på ca. 16 millioner grader
den frigivne energi strømmer på grund af
temperaturforskellen ud til Solens overflade ligesom
energi strømmer naturligt fra varme områder til koldere
ved Solens overflade udsendes strålingsenergi til
verdensrummet på grund af temperaturen
strålingsenergien afspejler temperaturen på Solens
overflade på godt 5500 ºC
lige under Solens overflade sker energitransporten ved
konvektion
længere inde sker energitransporten ved stråling
Beskrivelsen af Solens energiproduktion er bygget på modeller,
man har lavet ud fra kendskabet til de forskellige processer.
Siden 1970 har man forsøgt at efterprøve modellerne ved
computer-simuleringer og målinger ind gennem Solen. På
samme måde som geologer har et indgående kendskab til
Jordens opbygning fra overfladen ind mod centrum fra måling af
jordskælv, er astronomerne ved at have et indgående kendskab
til massefordelingen ind mod Solens centrum. Solskælv ses ofte
på Solens overflade, og det får den til at vibrere som en
væskedråbe. Vibrationerne registreres fra Jorden ved at se på
deformationen af solskiven og ved at måle på det udsendte lys.
Solens livsforløb
Med det nuværende kendskab til Jorden, Solen og Universet,
regner man med, at Solsystemet med Solen i centrum og
planeterne kredsende omkring er dannet for knap 5 milliarder år
siden. Tilsvarende sættes hele Universets alder til 13,6
milliarder år.
Men hvordan er Solsystemet skabt? Og hvor er de atomer
dannet, som vi og vores Solsystem består af?
Herom kan man gætte ved at se på den nuværende Sol og
Solsystemet. Ud fra antagelsen om, at resten af Universets
stjerner er sole som vor egen, har man et ret godt billede. Rundt
i Universet dannes stadig utallige nye stjerner, ligesom utallige
gamle forgår. Dannelsen af nye stjerner sker typisk i galaksernes
- 9 -

lysende spiralarme. Man regner med, at det er derfor, de lyser
kraftigt i forhold til resten af galakseskiven. Nye stjerner dannes
i en gassky, som trækker sig sammen på grund af tyngdekraft.
Da tyngdekraften altid er tiltrækkende, vil en gassky altid søge
at trække sig sammen.
Ved dannelsen af en stjerne på størrelse med Solen sker der
følgende:
stjernen bliver tungere og tungere ved at suge mere og
mere materiale til sig. Skyen er da ca. 100 gange større
end vores nuværende solsystem, og det har taget nogle
millioner år
den bliver varm ved at hastighederne mod centrum
omsættes til termisk energi
på grund af rotation vil materialet samle sig som en
roterende skive omkring centrum
de lette atomer (H og He) har svært ved at binde sig til
andre atomer og vil have lettere ved at søge mod stjernen
i centrum
de tungere atomer vil klumpe sig sammen til støv og
kredse stabilt omkring centrum
de lette atomer (H og He) danner Solen
de tungere atomer i form af sten og støv samler sig i
større stykker
i tidens løb samles skiven af sten og støv til planeter
i en senere fase blæses de lette grundstoffer væk fra de
inderste planeter.
Vi har nu dannet Solsystemet i en meget tidlig fase, hvor Solen
er i centrum med meget høje temperaturer. Planeterne kredser
omkring, og har også høje temperaturer, dog ikke så høje som
Solens ca. 10 millioner grader, hvilket det har taget ca. 30
millioner år at nå. Ved den temperatur starter fusionen, der
omdanner hydrogen til helium under meget stor energiudvikling.
En stjerne er dannet.
Planeterne vil på grund af temperaturen i dannelsesfasen (60.000
grader for Jorden) være flydende kugler. De tunge grundstoffer
vil søge mod centrum af kuglerne. Således regner man med, at
Jordens midte på ca. 1/3 af den samlede masse består af en
blanding af jern (Fe) og nikkel (Ni). Temperaturerne af
planeterne kommer på intet tidspunkt op i nærheden af det
punkt, hvor der kan ske fusion, og på grund af energiudstråling
til verdensrummet afkøles planeterne. For de små planeter som
Jorden, Mars m.fl. blev resultatet, at skorpen blev fast. De store
planeter som Saturn og Jupiter har ingen fast skorpe, og man
kalder dem for gasplaneter.
- 10 -

Stjerners liv og død
Når en stjerne er født ved sammentrækning af en gassky, lyser
den i et langt tidsrum. Jo lettere den er, jo lavere er temperaturen,
og jo langsommere går det. Omvendt vil en tung stjerne lyse
kraftigt svarende til en høj temperatur, og derfor lyser den i en
kortere periode inden "brændstoffet" i form af de lettere grundtoffer
er omdannet ved fusion.
Man regner med, at Solen vil lyse ca. 6-7 mia. år endnu, så dens
samlede lysende liv vil blive på ca. 11-12 mia. år. Derefter går
energiproduktionen i stå, og Solen forandres drastisk.
energiproduktionen standser
på grund af det manglende tryk falder atomerne ind mod
centrum
dette frigiver en voldsom energi, der får temperaturen i
centrum til at stige drastisk
temperaturerne kan blive så høje, at fusion af helium til
tungere grundstoffer kan starte
ved overgangen til heliumfusionen indstiller der sig en
ny ligevægt, hvor radius af Solen stiger voldsomt.
I heliumforbrændingsfasen er radius af Solen så stor, at den
indlemmer den nærmeste planet Merkur som en del af Solen.
Denne fase kaldes for en rød kæmpe. Rød, fordi den lyser
rødligt svarende til en lav overfladetemperatur, og kæmpe, fordi
den er meget stor i forhold til sin masse.
Fasen som rød kæmpe varer ca.100 millioner år. I den fase vil
temperaturen på Jorden stige voldsomt, og alt (Jordens) liv vil
for længst være væk.
Det videre forløb:
når heliumfusionen standser, falder de centrale dele af
Solen sammen
det frigiver så meget energi, at de ydre dele af solkuglen
på grund af strålingstrykket slynges ud til alle sider i
verdensrummet - som en planetarisk tåge
de centrale dele trækker sig sammen med
temperaturstigning til følge
når Solens centrale dele er omdannet til carbon (C), sker
der ikke flere omdannelser ved fusion
på grund af de høje temperaturer udsendes energi til
verdensrummet som strålingsenergi
det afkøler Solen, så den ender som en hvid dværg.
- 11 -

I slutfasen kaldes Solen en hvid dværg. Hvid, fordi den er varm
svarende til, at de kølige ydre dele er slynget bort med en overladeemperatur
på op til 100 000 grader. Dværg, fordi den er
skrumpet ind til en radius på en hundrededel af den nuværende.
Gradvist falder temperaturen, hvorved også lysstyrken
reduceres. Når stjernen ikke længere kan ses, kaldes den en sort
dværg.
- 12 -
To eksempler på planetariske tåger, hvor
den til øverste er den ældste.
Pilen viser den resterende stjerne, som
har udslynget det varme hydrogen (H).
Billedets øvrige stjerner er enten foran
eller bag tågen, og har ikke noget med
fænomenet at gøre.
At vi kan se stjernerne gennem tåget
viser, at tågen er et tyndt lag stof.
Ringen fremkommer som et optisk
fænomen, hvor vi langs kugleskallen får
en koncentration af det udsendte lys.
Afstanden fra Jorden er godt 400 lysår til
tågen til venstre med en tågeradius på
knap 2 lysår.
Tågen her til venstre er yngre med en
tågeradius på kun 32 lysdøgn svarende
til, at den kun er ca. 10 gange større end
vort eget solsystem.
Bemærk trådstrukturen i tågen.
Navnet planetarisk tåge stammer fra en
gammel tid, da tågen ligner en
planetskive.
Tågerne fremkommer når en stjerne i
dødsøjeblikket udsender det yderste lag
til alle sider. Resten af stjernen bliver i
disse to tilfælde til en hvid dværg.

Grundstofomdannelse
I Solens livsforløb dannes tungere og tungere
grundstoffer. Hydrogen (H) omdannes til helium (He),
hvilket sker i løbet af de ca. 11-12 milliarder år, Solen er
i sin nuværende fase.
I dødsfasen omdannes helium til carbon (C), hvilket sker
de efterfølgende par hundrede millioner år.
Undervejs slynges store dele af solkuglens ydre dele ud i
verdensrummet som en gaståge, en planetarisk tåge.
Nettoresultatet af Solens liv er en omdannelse af det oprindelige
hydrogen (H) og helium (He) til carbon (C). Det meste af
stoffet, herunder alt carbon, forbliver i stjernens indre.
De tungere grundstoffer
Er stjernen tungere end Solen, forløber dens livsforløb hurtigere,
som vi har set, men dødsforløbet kan blive et ganske andet.
Tunge stjerner kan via fusion omdanne grundstofferne til jern
(Fe), som er det mest stabile atom i forhold til fusion. Så de
tungere grundstoffer op til jern kan dannes i tunge stjerner.
Men hvad så med de grundstoffer, vi har på Jorden, der er
tungere end jern. Hvorfra stammer de?
Lad os se på en stjerne med en masse, der er 20 gange større end
Solen. Der vil livsforløbet gå mange gange hurtigere end for
Solen. Omdannelsen af hydrogen (H) til helium (He) varer kun
ca. 10 millioner år. Derefter fusionerer helium (He) i omkring
1000 år; oxygen (O) i omkring 1 år; silicium (Si) i omkring en
uge, og jernkernen dannes i løbet af en dag. En så gigantisk
energiomsætning standser brat, når stjernens centrale del består
af jern. Derefter kollapser jernkernen, og der frigøres enorme
mængder termisk energi med en eksplosion til følge - kaldet en
supernova. I denne fase dannes alle de tungere grundstoffer som
beskrevet i kapitlet om atomkerner.
Vores tungere grundstoffer (end jern) stammer fra en eller flere
supernovaer. Man siger poetisk, at "vi er børn af stjernestøv",
hvilket skal forstås på den måde, at de atomer, vi og resten af
solsystemet består af, undervejs har deltaget i en eller flere
supernovaer fra tunge stjerner i et overstået kapitel af verdens
historie. Atomer tungere end helium (He) op til og med jern (Fe)
er omdannet i stjernernes livsfase under lysudsendelsen. Atomer
tungere end Jern er dannet i stjernernes dødsøjeblik i en
eksplosion af stof. Det stof, som netop er grundlaget for den
næste stjernes fødsel. Men hvorfra stammer da de oprindelige
mængder hydrogen (H) og helium (He), som danner
udgangspunktet for alle stjernernes dannelse? Det beskrives i
bogen i afsnittet Ladning og stof side 43. Det er en vigtig del af
teorierne for verdens skabelse.
- 13 -

Krabbetågen M1 i Messiers katalog fra 1771 er resterne af en
supernova, observeret af kinesiske astronomer år 1051. Tågen
befinder sig i stjernebilledet Tyren og fylder nu ca. en femtedel af
Månens diameter. Målt fra Jorden er afstanden ca. 6000 lysår, og
tågens diameter er i dag ca. 7 lysår.
- 14 -