|
SOLEN
Af Erling Poulsen
Vor nærmeste stjerne, og den eneste der kan
ses om dagen, blev dannet for 4,5 milliard år siden. Solsystemet opstod da en roterende interstellar sky,
skabt af tidligere stjernegenerationer, faldt sammen; i skyens centrum
udviklede sammentrækningen varme og Solen dannedes. I nærheden af
varmen samlede de stenfyldte indre planeter sig bl.a. Jorden, yderst i
skyen fortættedes lette gasser og samlede sig i de store gasplaneter
bl.a. Jupiter og Saturn.
Da temperaturen i centrum af skyen var kommet op på ca. 15 millioner
grader, og stoftætheden var blevet stor nok, begyndte de
kerneprocesser, der siden har været ansvarlige for Solens energiproduktion.
Fra Jorden kan kun de yderste dele af Solen ses, og det viser sig at
den har en urolig overflade; store varme gasbobler stiger hele tiden
op, afgiver deres varme og synker kolde ned i det indre igen.
Mellem boblerne er store mørke områder, de såkaldte solpletter,
de skyldes kraftige lokale magnetfelter. Felterne forhindrer de varme
bobler i at stige op, derfor er områderne lidt koldere end resten af
overfladen og ser sorte ud.
 Omkring
solpletterne holder det kraftige magnetfelt på "solstoffet", men mellem
dem er "huller" hvorfra stof strømmer ud; stoffet forstyrrer vores
magnetfelt og klima hvis det rammer Jorden.
Det sker at to solpletters magnetfelter støder sammen, så udløses
mægtige eksplosioner (flares), med energiudladninger svarende til mange
millioner atombomber.
Solpletantallet og dermed udsendelsen af stof varierer; den vigtigste
periode i variationen er på 11 år, men den overlejres af andre, således
har der været tidspunkter hvor der var få solpletter, selv når de var
flest. Den sidste periode med meget lille aktivitet var omkring år
1700, en periode der ofte kaldes den lille istid.
For
øjeblikket er aktiviteten lille, måske er det et forvarsel om koldere
vejr.
Når det udslyngede stof når Jordens magnetfelt bliver det fanget;
feltet fører stoffet hen mod Jordens magnetpoler og her bremses det i
atmosfæren. Opbremsningen joniserer luften og der dannes det smukke
Nord- eller Sydlys.
Ligesom andre energiproducenter kan Solen ikke fortsætte i al evighed,
den vil løbe tør for brændstof om ca, seks milliarder år. I slutningen
af sit liv vil den begynde at lyse kraftigere og samtidig vil den
vokse; lysstyrken vil blive 6000 gange større end nu og dens overflade
vil opsluge Jorden.
Efter en kort ustabil periode, hvor Solen blæser sin overflade ud i
rummet og danner en planetarisk tåge,
stopper al energiproduktion. De indre dele falder sammen, ophedes
stærkt og Solen går på pension som hvidglødende dværgstjerne.
Efterhånden vil den hvide dværg afkøles, først bliver den rød og derpå
udslukkes den som en sort dværg.
Stoffet der blæstes
ud i rummet vil med tiden indgå i nye stjerner
med nye planeter omkring.
Solens indre
 Den høje temperatur, i Solens inderste dele,
joniserer alt stof og den energi der dannes siver ud mod overfladen som
stråling (gamma- og røngten-). Når energien (det tager en million år,
strålingen strømmer ikke direkte ud men støder ind i partikler og
reflekteres) er kommet ca. ¼ af afstanden ud mod overfladen er
temperaturen dalet så meget at de tungere grundstoffer kan fastholde
deres inderste elektroner, derved bliver solatmosfæren uigennemsigtig
og energien kan ikke mere transporteres i form af stråling, og resten
af vejen ud foregår energitransporten som konvektion (dvs. varme
gasbobler stiger op afkøles og daler ned igen, nogenlunde som vi kender
det fra kogning).
I grænselaget mellem de to zoner menes det at strømninger danner Solens
magnetfelt.
Når boblernes temperatur er faldet til omkring 5500°C kan de elektrisk
ladede joner fastholde elektroner og der dannes neutrale atomer, de er
gennemsigtige og lys herfra kan ses fra Jorden, så vi kalder dette lag
for Solens overflade.
|
