5 Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen

Vi mennesker har beundret og studert solen i tusener av år. Disse studiene var lenge begrenset til det en kunne se med det blotte øye og med bakkebaserte instrumenter. På jordens overflate kan vi bare observere en meget liten del av den mangfoldige strålingen solen sender ut. I dag studeres solstrålingen med avanserte instrumenter fra satellitter, bemannede romfartøyer og romsonder utenfor jordens atmosfære. Vi har fått ny kunnskap om solen - spesielt innen bølgelengdeområder som ikke slipper gjennom jordens atmosfære (se kapittel 6).

Aktuelle lenker:

  • http://www.planetscapes.com/solar/eng/sun.htm
  • http://www.solarviews.com/ss.html
  • http://www.spaceweather.com/
  • http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar


Fra romsondene Skylab, Solar Maximum Mission, Hubble og SOHO har vi fått nye, veldig interessante, observasjoner. Noen av de romlaboratoriene som er brukt og brukes i dag til å studere solen og verdensrommet er vist i figur 5.1. Oppløsningen i disse er omkring 200 km på solens overflate. Med romsonden Ulysses - som ble skutt opp i 1992, har vi for første gang fått observasjoner fra solens polområder. Bare egenskaper og parametre ved solen som har direkte eller indirekte betydning for faget fysikk for VKII Romteknologi vil bli omtalt her. Vi skal derfor hovedsakelig konsentrere oss om den elektromagnetiske strålingen (avsnitt 5.3) og partikkelstrålingen (avsnitt 5.8 fra solen.

Figur 5.1 De viktigste romlaboratoriene som brukes til å studere solen og verdensrommet.

 

5.1 Mål

Når du har gjennomgått dette kapitlet, skal du:

  • kjenne oppbyggingen av solatmosfæren og vite hva som karakteriserer de ulike lagene
  • kjenne til oppbyggingen av solens indre
  • kjenne til solens strålingsspektrum
  • kjenne til hvordan solen produserer energi
  • kjenne til solarkonstanten og kunne utføre enkle beregninger
  • kjenne Stefan-Boltzmanns lov og Wiens forskyvningslov og kunne bruke disse i beregninger
  • kunne gjøre rede for solflekker, deres syklus og for andre forstyrrelser på solen
  • kunne gjøre rede for solvind (f.eks. sammensetning, tetthet, hastighet og magnetfelt, variasjoner med solaktiviteten, virkning på jordens atmosfære)
  • kunne finne mer informasjon om solen i eksterne kilder


 

5.2 Karakteristiske størrelser og avstander

Solen kan betraktes som en gasskule med radius, Rs = 6,96 × 108 m, eller tilnærmet 109 jordradier(Rj). Den består stort sett av hydrogen og helium. Avstanden mellom solen og jorden varierer litt med årstiden som illustrert i figur 5.2a. Solen er nærmest jorden om vinteren. Den midlere avstand er ca. 1,496 × 1011 m, eller nesten 150 millioner km. Denne avstanden kalles en astronomisk enhet (forkortes AU). 1 AU er dermed tilnærmet 215 Rs.

(5.1) 1 AU ≈ 500s · 3·108 m/s = 150·109 m

Lysets hastighet (c) er 3 × 108 m/s. Derfor tar det ca. 500 sekunder (s) før det når fra solen til jorden. Avstanden mellom jorden og månen er omtrent 60 RJ. Lyset bruker ca. ett sekund på å tilbakelegge denne avstanden.

Figur 5.2 Sol-jord-systemet.

Fordypning: Juliansk og gregoriansk kalender.

Sett fra jorden er solens rotasjonsperiode ca. 27 døgn, og dens rotasjonshastighet er ca. 2,7 × 10-6 rad/s eller 13,4° pr døgn. Omdreiningstiden varierer fra solens ekvator til dens polområder. Dette skyldes at solen er en gasskule. De ulike gasslagene kan bevege seg i forhold til hverandre. Jordens hastighet rundt solen er tilnærmet 30 km/s.

Effekten av den elektromagnetiske strålingen fra solen er 3,86 × 1026 W, et nesten ufattelig stort tall. Solenergien som jorden mottar hvert sekund på hver kvadratmeter i jordbanen ved atmosfærens yttergrense, normalt på stråleretningen, er cirka 1370 W/m2. Det er denne størrelsen som kalles solarkonstanten, SS. Energien, ES, som jorden mottar fra solen er gitt ved

(5.2) ,

hvor A er den delen av solstrålingen som reflekteres i atmosfæren og fra jordoverflaten (ca. 32 %) og går rett ut i verdensrommet igjen. Denne størrelsen kalles jordens albedo. Setter vi inn i likning (5.2), ser vi at jorden hele tiden varmes opp med ca. 1,8 × 1017 W. I tillegg til dette kommer partikkelstrålingen (se avsnitt 5.7 og kapittel 7 og 8). Solen er derfor uten sammenligning jordens viktigste energikilde.

 

5.2.1 Solens indre

Solen er en stor gasskule. Både tettheten og temperaturen øker fra overflaten mot solens sentrum. En meget stor del av massen er samlet i kjernen, se figur 5.3. Innenfor 0,25 RS – som bare utgjør 1,5 % av volumet – ligger halvparten av solmassen. Omkring 75 % av denne er hydrogen, mens ca. 25 % er helium. Det finnes andre tyngre gasser, men de bidrar bare med ca. 1 %. Temperaturen i kjernen er omkring 15 × 106 K. Denne høye temperaturen er viktig for energiproduksjonen, omtalt i avsnitt 5.5. Utenfor kjernen – til en avstand av 0,85 RS – ligger strålingssonen. Over den har vi konveksjonssonen. Energien bruker om lag 10 millioner år på å forplante seg fra kjernen til overflaten, fotosfæren. Det sollyset vi har i dag ble derfor generert for svært lenge siden. Det er i området mellom strålingssonen og konveksjonssonen at solens magnetfelt genereres.

Figur 5.3 Skjematisk framstilling av solens oppbygging.

 

5.3 Den elektromagnetiske strålingen fra solen

Solens atmosfære er transparent over et bredt frekvensområde. Den deles opp i tre hovedområder:

Fotosfæren (0-1000 km)

Fotosfæren utsender hoveddelen av det synlige lyset. Fotosfæren er ikke jevnt belyst, men viser betydelige strukturer (granuler). Temperaturen i fotosfæren er ca. 6000 K. Temperaturen synker utover til minimum ca. 4300 K ved fotosfærens ytterkant.

Kromosfæren (1000-20.000 km)

Den nederste delen av kromosfæren (opp til 10.000 km) kalles nå ofte omvendingslaget. Kromosfære betyr fargekule. Navnet har den fått på grunn av rødfargen. Temperaturen øker med høyden. I dette området dannes de Fraunhoferske absorpsjonslinjene. Disse absorpsjonslinjene i solspekteret er skarpe og mørke. De skyldes at lys med bestemte bølgelengder blir sterkt absorbert av enkelte atomer i kromosfæren. Fra målinger av bølgelengden til disse linjene, fikk man informasjon om atmosfærens sammensetning.

Koronaen, solens ytterste lag (20.000 km til < 5 Rs)

Koronaen er meget varm med temperaturer opptil en million (106) grader. Koronaen og kromosfæren slipper gjennom det synlige og det infrarøde lyset fra fotosfæren uten nevneverdig påvirkning. Området er meget dynamisk. De mest interessante soleksplosjonene oppstår i koronaen. Hovedparten av røntgen, X- og ultrafiolett, UV-stråling fra solen kommer fra koronaen. Denne strålingen og koronagassen påvirker vårt nære verdensrom sterkt. Som vi ser fra fotoet i figuren nedenfor er koronaen ikke kulesymmetrisk, men meget strukturert og dynamisk.

Figur 5.4 Solens korona i a) en rolig periode og b) en aktiv periode.

Det er ikke noe skarpt skille mellom disse lagene i solatmosfæren. Hovedparten av det synlige lyset kommer fra fotosfæren. Fotosfæren er omgitt av en lysende og tilnærmet transparent solatmosfære.

Et idealisert legeme som absorberer all stråling som faller på det, kalles et svart legeme. Strålingen fra et svart legeme bestemmes helt av legemets temperatur. Temperaturen til et svart legeme med samme dimensjon og energiproduksjon som solen vil være ca. 6000 K, en karakteristisk temperatur for fotosfæren. I praktisk talt alle diskusjoner om solens elektromagnetiske stråling brukes en temperatur på 6000 eller 5800 K (avsnitt 5.2.1).

I koronaen er T omkring 106 K. På grunn av den høye temperaturen produseres det her mye røntgenstråling og ultrafiolett stråling. I tillegg er koronaen hovedkilden for solvinden (avsnitt 5.8 og 5.9) som er meget viktig for fysikken i jordens øvre atmosfære, spesielt i polarområdene (kapittel 8 Ionosfæren og nordlys).

Figur 5.5 Solenergitettheten som funksjon av bølgelengde ved jordoverflaten og utenfor jordens atmosfære.

Figur 5.5 viser solenergi både ved jordoverflaten og utenfor jordens atmosfære. De gassene i atmosfæren som absorberer mest sollys er også oppgitt. Den heltrukne kurven viser solens elektromagnetiske spektrum utenfor atmosfæren, mens den prikkete kurven er stråling fra et svart legeme ved en temperatur på 6000 K. Også spekteret ved havoverflaten er tegnet opp. Vi ser at all stråling med bølgelengde mindre enn 290 nm stoppes av atmosfæren.

Solens elektromagnetiske spektrum strekker seg fra hard røntgenstråling (l = 0,01 nm) til radiobølger med l = > 1000 km (hydromagnetiske bølger, mikropulsasjoner). Omkring 45 % av energien finnes innenfor det synlige området, 400 - 800 nm, mens bare 10 % finnes innenfor UV- og røntgen-områdene; det vil si l < 400 nm Oppdelingen av det elektromagnetiske spektret i frekvens og bølgelengde er vist i figur 5.6.

En stor del av solstrålingen absorberes og reflekteres i jordens atmosfære. På jordens overflate observerer vi derfor bare en liten del av den mangfoldige strålingen som solen sender ut. Atmosfærens vindu strekker seg fra ca. 290 til 1300 nm med maksimum stråling nær 500 nm. Absorpsjonen av sollyset i vår atmosfære er viktig for forståelsen av fysikken i lufthavet omkring oss (kapittel 6 og 8).

Som det fremgår av figur 5.5 har solen et markert maksimum mellom 400 nm og 700 nm. De viktigste gassene i vår atmosfære som absorberer sollyset er markert i figuren. Den lavere atmosfære, spesielt ozonlaget, er en viktig buffer for den farlige solstrålingen i røntgen- og UV-området. Absorpsjonen i det infrarøde området skyldes hovedsakelig gassene H2O og CO2. I UV-området er det noen sterke emisjonslinjer fra hydrogen som er av den største betydning for dannelsen av ionosfæren. Disse linjene tilhører Lymanserien (kap 3.3.1) som oppstår når et elektron i et eksitert hydrogenatom faller tilbake til grunntilstanden. Lya oppstår ved hopp fra et energinivå n=2 til n=1. Lya sendes ut ved et hopp fra bane n=3 til n=1.

Selv om energifluksen fra solen i bølgelengdeområdet l < 400nm bare er 10-3 W/m2 under rolige forhold på solen, er denne strålingen viktigst for ionosfæren (kapittel 8). For å angi effekten av solstrålingen har begrepet solarkonstanten, Ss, blitt innført (se likning (5.2)). SS angir energien per flateenhet normalt på stråleretningen utenfor jordens atmosfære. I dag måles solarkonstanten mer nøyaktig ved hjelp av satellitter (avsnitt 5.4). Selv om SS kalles en konstant, vil den variere litt (opptil 0,2 %) med aktiviteten på solen (se figur 5.7). Solarkonstanten er derfor ikke noen absolutt konstant. Den verdi som ofte brukes er 1370 W/m2. Det er kjernefysiske prosesser (fusjon) i solens indre som produserer denne energien (avsnitt 5.5 og kapittel 10 Astrofysikk).

Figur 5.6 Det elektromagnetiske spektrum.

 

5.3.1 Strålingslovene

Solstrålingen vekselvirker med det nære verdensrom og med vår atmosfære. Denne vekselvirkningen er meget viktig. Også jorden, ja alle legemer, sender ut stråling. Det er derfor nødvendig at vi kjenner strålingslovene. Stråling som bare avhenger av temperatur, kalles temperaturstråling.

I forrige århundre fant to tyske fysikere, Josef Stefan (1835-1893) og Ludwig Boltzmann (1844-1906), at utstrålt effekt fra et legeme forandrer seg med legemets temperatur. De fant at den utstrålte effekt fra et legeme var proporsjonal med temperaturen i fjerde potens. Stefan-Boltzmanns lov er gitt ved

(5.3)

hvor E = den totale utstrålte energien per tid og areal i W/m2, og s (sigma) er Stefan-Boltzmanns konstant, som har verdi 5,67· 10-8 W/m2K4. Likningen (5.3) er også blitt kalt Plancks strålingslov for temperaturstråling. Den er viktig for diskusjoner av drivhuseffekten (se avsnitt 9.4). Strålingen fra stjerner følger med god tilnærming likning (5.3) (se kapittel 10).

Strålingen fra en stjerne har maksimal verdi ved en bestemt bølgelengde og denne flytter seg mot lavere verdier når temperaturen til stjernen øker.

Den tyske fysikeren Wilhelm Wien (1864-1928) fant følgende lov for sammenhengen mellom temperatur og bølgelengde:

(5.4) λ·T = konstant = a

Likning (5.4) kalles Wiens forskyvningslov. Med bølgelengden i meter og temperaturen i kelvin får konstanten a følgende verdi 2,90 × 10 -3 m·K.

Vi vil komme tilbake til ligningene (5.4) og (5.3) senere. Om vi i likning (5.4) setter temperaturen til solen lik 5800 K, får vi maksimal stråling ved ca. 500 nm, dvs. i det gulgrønne området. Ved å måle bølgelengden med maksimal intensitet for fjerne stjerner og andre objekter kan vi bestemme deres overflatetemperatur (avsnitt 10.6).

 

5.4 Elektromagnetisk stråling fra forstyrrelser på solen

Solstrålingen varierer mye, nesten som været på jorden. Som på jorden kan det være storm og uvær. Fotosfæren er ikke jevnt belyst. Noen få ganger kan vi med bare øynene se mørke områder. Mange forskjellige typer av forstyrrelser forekommer på solen. Vi skal her diskutere solflekker (se figur 5.7) og flares, som er intense forstyrrelser på solen. Disse er spesielt viktige for fysikken i jordens øvre atmosfære, samtidig som de angir solens generelle aktivitetsnivå meget godt.

Solflekkene opptrer som mørke områder i fotosfæren. Temperaturen i sentrum av flekkene er i middel omkring 1500 K lavere enn utenfor flekkene. Allerede Galileo Galilei (1564-1642) studerte forekomsten av solflekker fra år 1610. Han så at de beveget seg over solskiven fordi solen roterte.



Solflekkene følger med solen i dens rotasjon om sin egen akse. Wolffs solflekktall (R), er den vanlige indeks for solflekkaktiviteten. Antall solflekker varierer mellom 0 og 300.

Figur 5.7 Solflekker.

Levetiden for flekker er meget variabel, fra timer til mange dager. Ca. 50 % varer mindre enn 2 dager, men noen ytterst få kan være aktive opptil 10 solrotasjoner.

Figur 5.8 Figuren øverst viser antall solflekker i perioden 1954 til 2010. Den nedre figuren, som populært kalles sommerfugldiagrammet, illustrerer hvor på solskiven flekkene ligger som funksjon av solsyklusen. Det er ikke ofte en ser solflekker som ligger mer enn 40 grader fra solens ekvator.

Forstyrrelsene på solen varierer i fase med solflekkperioden, som er tidsrommet mellom to solflekk minima. Denne perioden (solsyklusen) er i middel meget nær 11 år, men den kan variere fra 10 til 12 år (se figur 5.8 øverst). Fordelingen av flekker over solskiven varierer mye fra solflekk maksimum til minimum. Ved maksimum opptrer flekkene nærmere ekvator (mindre enn 20 breddegrader nord og sør fra ekvator) enn i perioder ved solflekkminimum (opptil 40-50 breddegrader) (jamfør figur 5.8 nederst).

Fra sommerfugldiagrammet i figur 5.8 nederst, ser vi at flekkenes posisjon varierer med tiden. Solflekkene opptrer magnetisk parvis, en med nordpol, og en med sydpol. Innenfor en solflekkperiode opptrer nordpolene og sydpolene i en bestemt rekkefølge. I neste periode er rekkefølgen omvendt. Dette innebærer at solen har en magnetisk syklus på ca. 22 år, dvs. 2 solflekkperioder. Derfor er 22-årsperioden like viktig som 11-årsperioden.

Det er også viktig å være oppmerksom på at jordens rotasjon omkring solen fører til at vi ikke ser nøyaktig samme del av solskiven i løpet av året. Antall solflekker varierer mye fra en solflekkperiode til neste. I tillegg øker antall solflekker hurtigere fra minimum til maksimum (ca. 4,5 år) enn de avtar tilbake til minimum (ca. 6,5 år). I år 1750 begynte man å nummerere solflekkperiodene. I 1996 startet en ny syklus som i 2001 ga et meget kraftig maksimum. Noen hevder at klimaet på jorden er nær knyttet til solflekktallet, men dette er fortsatt meget usikkert. Nøyere undersøkelser er under planlegging. Fra år 1640 til 1710 var antall solflekker meget lavt. I denne perioden var klimaet kjølig og perioden kalles Den lille istid eller Maunderminimum.

Du kan observere solflekker med enkle hjelpemidler. En beskrivelse av framgangsmåten finner du i avsnitt 5.13.

Meget intense, men kortvarige (< 1 time) utbrudd forekommer i kompliserte solflekkgrupper. Disse kalles flares og er relativt små, lyssterke områder på solen, nesten som en eksplosjon. Effektene av flarene kan sees gjennom hele solatmosfæren. Flarene kan registreres effektivt innen både X-, UV- og radio-området. Fortsatt vet vi lite om genereringsmekanismen for flares.

Fotografier av solen i monokromatisk lys (for eksempel ved Ha - 656,3 nm, se avsnitt 3.2) viser ofte intense områder i kromosfæren. Disse kalles flares.

I tillegg er det mengder av ladde partikler med hastigheter opptil 1000 km/s fra flarene. De har den aller største innvirkning på jordens atmosfære. Forekomsten av flares følger solflekkperioden.

Varigheten av en flare er normalt mindre enn 1 time. Klassifiseringen av ulike flares er komplisert. Lysstyrken kan bli opp til 100 ganger bakgrunnsnivået i kromosfæren. Man bruker klasse 1 til klasse 4 for å angi variasjonen i styrken. Innenfor hver klasse deler man flarene opp i tre undergrupper:

  • svake (f)
  • normale (n)
  • briljante (b)


Klasse 3 og 4 flare er intense og fører til store forstyrrelser i den øvre, polare atmosfæren. Sammenhengen mellom solflekktallet, R, og antall flares per dag, N, er gitt ved:

(5.6)

hvor a er en observert konstant. Dette betyr at antall flares er proporsjonalt med solflekktallet.

Selv om solarkonstanten ikke øker mye i forbindelse med flares, og synes å være uavhengig av solflekktallet, kan økningen i X- og UV-strålingen være betydelig, ja mer enn 100 ganger.

Figur 5.9 En skisse av magnetiske unipolare områder på solen. Det er i disse områdene gassløkker (eng.: loops) (A) og koronahull (B) oppstår. Observerte gassløkker sees i fotografiet nederst i figuren.

Solstrålingen mellom 0,1 nm til 10 nm kan ofte være mer enn 100 ganger større ved høy solaktivitet enn under rolige forhold. I tillegg sendes det ut enorme mengder partikler med energier fra eV til mange hundre MeV (avsnitt 5.7). Intense hydromagnetiske bølger (dvs. bølger med lav frekvens og uten elektrisk felt) oppstår i forbindelse med flares. Forstyrrelser på solen kan også observeres i radiobølgeområdet; over 100 MHz. Radiostøyen kan brukes som et mål for aktiviteten på solen. Da den solare radiostøyen påvirker vår atmosfære lite, skal vi her ikke gå nærmere inn på dette fenomenet.

Strukturen i solatmosfæren bestemmes hovedsakelig av magnetfelter på solen (avsnitt 5.7), som fortsatt ikke er detaljert kjent. Partikkelhastigheter større enn 1000 km/s er observert ved intense flares. De kommer fra områder som kalles koronahull, dvs. områder hvor partikler med høy energi transporteres bort fra solen. Koronahullene er kildeområder for solvinden og nordlyspartiklene (se figur 5.6 og kapittel 8).

 

5.4.1 Regulære variasjoner i solstrålingen

Solen er dynamisk. Den har en rekke korte og lange perioder som påvirker vårt miljø. Vi har nevnt solflekkperioden. Også betydelig lengre perioder er blitt foreslått for å forklare klimavariasjonene. Prosesser på solen med varighet fra minutter til timer og dager, ja måneder er viktig for romfysikken. I tillegg har vi solrotasjonsperioden på 27 dager og årstidsvariasjonene. Den daglige variasjonen er jo meget stor fordi bare halve jorden er belyst samtidig. Intensiteten av lyset varierer mye i løpet av en dag. Variasjonen på den nordlige halvkule fra sommer til vinter er illustrert i figur 5.2.

Jorden roter rundt sin akse en gang på 24 timer og rundt solen i løpet av tilnærmet 365 dager. Hvor mye solenergi vi mottar på jorden avhenger av hvor vi bor og tiden på året. Det som er aller viktigst for temperaturen er jordens tilt, der vil si jordens hellingsvinkel. Rotasjonsaksen er ikke normal på ekliptikkplanet, men danner en vinkel på ± 23,5 grader (figur 5.2). Denne vinkelen varierer mellom 21,6° til 24,5° med en periodisitet på 41 000 år (kap 9.3.4).

Jorden roter rundt sin akse en gang på 24 timer og rundt solen i løpet av tilnærmet 365 dager. Hvor mye solenergi vi mottar på jorden avhenger av hvor vi bor og tiden på året. Det som er aller viktigst for temperaturen er jordens tilt, der vil si jordens hellingsvinkel. Rotasjonsaksen er ikke normal på ekliptikkplanet, men danner en vinkel på ca. 23,5 grader (figur 5.2). Denne vinkelen varierer mellom 21,6 og 24, 5 grader med en periodisitet på ca. 41 000 år (kapittel 9.3.4).

I tillegg varierer solens tilførsel av energi til jorden litt fordi avstanden til solen ikke er konstant. Avviket fra middelavstanden er tilnærmet ± 1,7 %.

 

5.5 Energiproduksjon på solen

Hvilken fysisk prosess gir grunnlaget for den store energiproduksjon på solen? For å angi effekten av solstrålingen har vi innført begrepet "solarkonstanten". Solarkonstanten er den energimengden som treffer jorden per kvadratmeter og per sekund ved atmosfærens ytterkant. Fordi så mye av solstrålingen blir absorbert i vår atmosfære (kapittel 6), må vi bruke satellitter for å måle solarkonstanten. En serie slike målinger er vist i figur 5.10. Middelverdien av disse målingene er 1,370 W/m2. Målingene med flere satellitter i perioden 1978 til 2000 viser variasjoner i solarkonstanten på ca. 0,1% pr. år. Solarkonstanten er litt større i år med solflekk-maksimum enn i år med minimum solaktivitet. Dette betyr at solarkonstanten ikke er noen absolutt konstant.

Den energien som treffer jorden er tilnærmet 1,8 × 1017 watt, jamfør likning (5.2).

Figur 5.10 Variasjonen i den elektromagnetiske strålingen fra solen i perioden 1978 til 2000. Som figuren viser er det en variasjon på ca. 0,1% pr. år.

Grunnlaget for solens energi, og energiproduksjon på andre stjerner, er kjernefysiske prosesser, som vi her populært kaller "solovnen". Hydrogenkjerner smelter sammen og danner heliumkjerner, alfapartikler. I kapittel 3 Atom- og kjernefysikk, har vi diskutert sammenhengen mellom masse og energi. Det blir et massetap på 7 kg, når ett tonn hydrogen blir til helium ved fusjon. Denne massen omgjøres til energi, i henhold til Einsteins berømte likning

(5.7)

der m er masse og c er lyshastigheten. Solen bruker omkring 4 millioner tonn hydrogen hvert sekund. Fusjonen fører til frigjøring av store energimengder.

Det var den britiske astronomen Robert Atkinson og den østerrikske fysikeren Fritz Houterman som først foreslo en slik solovn. Den tyske fysiker Hans A. Bethe (1906-) som i 1938 utarbeidet den detaljerte teorien, fikk Nobelprisen i 1967. Det er bare innenfor et område på ca. 0,25 solradier at temperaturen er så høy, og tettheten så stor, at fusjon kan foregå.

Figur 5.11 Energiproduksjonen på solen.

Figur 5.11 viser hvordan en tenker seg energiproduksjonen på solen. Solens indre består av en gassblanding med hydrogen- og heliumkjerner samt elektroner som beveger seg med stor hastighet. Av og til vil hydrogenkjernene kollidere slik at de smelter sammen, vi får fusjon. Ved denne prosessen frigjøres en meget spesiell partikkel som kalles nøytrino. Den kan fare gjennom verdensrommet med stor hastighet. Den går tvers gjennom jorden uten vanskeligheter. Navnet, som på italiensk betyr "liten nøytral partikkel", har den fått av den italienske fysikeren Enrico Fermi. Dens eksistens ble foreslått i 1931, men ble ikke observert før 25 år senere. I kapittel 3 (avsnitt 3.5.1) har vi sett at ustabile atomkjerner som sender ut en betapartikkel samtidig sender ut en nøytrino.

I solens indre er det intens stråling og varme som diffunderer utover, men det tar lang tid før den når overflaten. Det sollyset som vi nå nyter godt av ble produsert i solens indre for mange millioner år siden.

Vi kan med god grunn spørre hvor lenge solen vil skinne. Solen vil ikke leve evig. Den vil engang gå tom for brennstoff. Ekspertene mener at solen er kommet omtrent halvveis i sin levetid, det vil si at den vil lyse og varme omtrent som nå i 5 milliarder år til.

 

5.6 Absorpsjon av solstrålingen i jordens atmosfære

Solen stråler i et bredt frekvensområde (figur 5.5). Ca. 20 % av denne strålingen blir absorbert i atmosfæren. Nesten all farlig stråling i UV- og røntgen-områdene blir absorbert og når altså ikke ned til jordoverflaten. Vi husker fra kapittel 3 Atom- og kjernefysikk, at lyset ofte kan beskrives som bølger, med en bestemt frekvens og bølgelengde. Vi har da følgende forbindelse mellom bølgelengde l og frekvens f :

(5.7)

hvor c er lyshastigheten på ca 3,0 × 108 m/s. I andre tilfeller må lys beskrives som små energipakker, kalt fotoner eller lyskvanter. Energien E til fotonene avhenger slik av frekvensen f :

(5.8)

hvor h er Plancks konstant; h = 6,63 · 10 -34 J·s

Når vi forklarer vekselvirkningen mellom solstrålingen og atmosfæren trenger vi partikkelbeskrivelsen. Da må vi regne ut energien til fotonene som vi finner fra likning (5.8). Vi får da, om vi bruker likning (5.7) og setter inn for konstantene i eV og nm,

(5.9)

Setter vi inn verdier basert på SI-enheter får vi svaret i joule (J). Energien som enkeltfotoner har er liten. Da er elektronvolt (eV) en mye brukt måleenhet, 1 eV = 1,60 * 10^-19 J. Vi kan så beregne at synlig lys (400 - 800 nm) har en fotonenergi mellom 3,1 eV for blått og 1,5 eV for rødt lys. For UV-stråling ved l = 124 nm har fotonene en energi på 10 eV. Fotoner med l < 124 nm er enda mer energirike. Selv om bare ca. 1 % av solenergien finnes innenfor dette området, er det denne strålingen som forandrer atmosfæren mest; jamfør kapitlene 6 og 8. I kapittel 3 lærte vi at all elektromagnetisk stråling med energi > 10 eV, dvs. bølgelengde < 124 nm, kalles ioniserende stråling.

 

5.7 Solens magnetiske felt

Magnetiske feltlinjer knytter forbindelsen mellom aktive, forstyrrede områder. Derfor er det viktig å kjenne solens magnetfelt. Magnetfeltet på solen er fortsatt ikke godt kjent. Det skyldes hovedsaklig elektriske strømmer mellom konveksjons- og strålingssonen. Overlagret solens mer eller mindre permanente felt opptrer intense, magnetiske unipolare områder.

Det midlere feltet for solen er ca. 0,05 T. Feltet i solflekkgruppene kan bli opptil 0,5 T. Magnetfeltet på solen er mye sterkere enn jordens magnetfelt (kapittel 7 Jordens permanente magnetfelt). Solens magnetfelt er irregulært og meget variabelt. I kompliserte solflekkgrupper finner en de mest intense magnetfeltene.

Alt i begynnelsen av vårt århundre ble magnetfelt i solflekkene oppdaget ved studier av sollyset. Lyset fra solflekkgrupper med magnetfelt stråler i to forskjellige frekvenser. Spektrallinjene fra atomer i et magnetfelt er splittet opp. Dette kalles Zeemaneffekten etter Peter Zeeman som oppdaget denne effekten i 1896. Jo større splittingen er desto sterkere er magnetfeltet. Dette utnyttes til målinger av magnetfeltet. Solflekkene og koronaens form viser magnetfeltstrukturen (figur 5.9).

Elektronene og ionene som beveger seg langs åpne magnetfeltlinjer går tapt (figur 5.9). Lyset fra en solflekk gir informasjon om både magnetfeltet og polariteten, dvs. hvor nord- og sydpolen er. Takket være nye satellitter og romfarkoster, som f.eks. Ulysses, har vi de siste tiårene fått ny kunnskap om magnetfeltet. Jfr www om Ulysses: http://helio.estec.esa.nl/ulysses/

En annen link:

Ulysses, satellitten som forsker på solens polområder: http://www.esa.int/export/esaSC/120395_index_0_m.html



I 1999 ble det publisert nye observasjoner. De viste at når B-feltet på solen dannet en S-form, da var solaktiviteten maksimum. Både koronasløyfene og strukturen på solflekkgrupper kan illustrere slike intense magnetfelt på solen.

 

5.8 Partikkelstrålingen fra solen

Fra solens korona blåser det en kontinuerlig strøm av elektroner, e, protoner, H+, alfapartikler, He++ og tyngre ioner, - den såkalte solvinden. Fordi temperaturen i koronaen er så høy, er elektroner løsrevet fra atomkjernene. Derfor finnes det ingen nøytrale partikler, bare elektroner og positive ioner. Dette kalles et plasma.

Protonene er de helt dominerende ionene, > 90 %. For denne partikkelstrålingen er koronahullene spesielt viktige. Den akselererende kraft skyldes at trykkgradienter i plasmaet er større enn gravitasjonskreftene.

Viktige parametre og egenskaper ved solvinden finnes i tabell 5.1.

Tabell 5.1 Typiske middelverdier for den rolige solvinden i en avstand av 1 AU fra solen.

Koronaplasmaet er altså fullstendig ionisert. Dette fører til høy elektrisk ledningsevne, konduktivitet, i solvinden. Derfor vil magnetfeltet følge solvindplasmaet, nesten som metalltråder. Dette magnetfeltet kalles det interplanetare magnetfelt (IMF).

Ved forstyrrelser på solen øker energien av partiklene enormt. Som eksempel kan nevnes at ved den kraftige flaren 23. februar 1956 ble partikler med effekt opp til 1021 W slynget ut fra solen. Protoner med energi opptil GeV forekommer i utbruddene. Da det er protonene som bærer hovedparten av energien, kalles slike utbrudd på solen proton events.

I forbindelse med intense flares, vil man også registrere økningen i elektromagnetisk stråling på jordens solbelyste atmosfæren allerede 500 sekunder etter at flaren opptrer på solen. De mest energirike partiklene kan nå jorden innen en time etter flaren. Det mer lavenergetiske plasmaet, som forårsaker nordlys og magnetiske forstyrrelser, bruker i middel et par dager på veien fra solen til jorden.

Det varme plasmaet som strømmer ut fra flareområdene drar med seg magnetfeltet ut i det interplanetare rommet. Den kinetiske energien av plasmaet dominerer over energien til magnetfeltet. Dette påvirker det interplanetare rommet langt mer enn den elektromagnetiske strålingen. Solens gravitasjonsfelt er da ikke stort nok til å hindre at mye av det varme plasmaet strømmer bort fra solen.

Partikler i magnetisk lukkede strukturer (områder merket A i figur 5.9) vil speiles og tilføres ny energi nedenfra. Vi kan ha et varmt plasma langs feltene som observeres som lysende løkker, "loops", over solranden. Trykket er høyere i de lysende områder enn i løkkenes mørke kjerne. I dette tilfelle er det magnetfeltet som bestemmer. Partikler på de åpne feltlinjene (områder merket B i figur 5.9) vil forsvinne ut i det interplanetare rommet.

Typiske verdier for hastighet og tetthet i solvinden rolige forhold under er henholdsvis 350 - 400 km/s (dvs. solvinden er supersonisk), og 107 partikler/m3, som svarer til en partikkelfluks på 4 × 1012 partikler/m2 s. Da det totale antall partikler i koronaen er ca. 1042, betyr det at den må fylles opp på nytt i løpet av ca. en måned. Solvinden er av stor betydning for jordens øvre atmosfære, for nordlys og for magnetiske forstyrrelser som vil bli diskutert i påfølgende kapitler. Magnetfeltet i solvinden nær jorden er i middel 10 × 10-9 T; dvs 10 nT.

Først når solvinden er kommet ca. 10 Rs fra soloverflaten, vil den kinetiske energi dominere, og plasmaet har nå revet seg løs fra solens gravitasjonsfelt, og vil derfor ikke reflekteres.

 

5.9 Solvinden – sambandslinjen mellom solen og jorden

Siden 1962 er solvinden blitt kartlagt av mange romfartøyer. Det var Parker som i 1965 innførte betegnelsen solvinden for dette fullstendig ioniserte plasmaet fra solen. Hele vårt solsystem ligger innesluttet i denne ekspanderende gasskyen. Oppdagelsen av solvinden fikk svært stor betydning for forståelsen av vårt nære verdensrom.

Figur 5.12 SOHO.

I desember 1995 ble ESA-satellitten SOHO (se figur 5.12), hvor også norske forskere har instrumenter ombord, skutt opp for å fortsette studiene av solvinden. SOHO er plassert i et av Lagrange punktene - dvs. i et av de punktene mellom solen og jorden hvor det er gravitasjonslikevekt. SOHO ligger ca. 1,5 × 106 km fra jorden og ca. 148,5 × 106 km fra solen. Dette er en ypperlig plassering for studier av både solvinden og aktiviteter på solen.

Figur 5.13 Solvindens deformasjon av jordens magnetfelt.

Fordi solen roterer om sin akse vil det interplanetare magnetfeltet (IMF) ha en spiralstruktur som vist i figur 5.14. Ved jordens bane danner feltlinjene en vinkel på ca. 45° med solvinden. I de områdene på solen hvor magnetfeltet er lukket, følger plasmaet feltlinjene. Noen feltlinjer blir dratt ut mer enn 400.000 km fra soloverflaten og har bare et fotpunkt på solen. Det er i disse områdene vi finner kildene til solvinden.

Figur 5.14 Forholdet mellom de interplanetare feltlinjene og solvinden i den indre del av solsystemet.

Med oppdagelsen av korona-hullene ble sammenhengen mellom solaktiviteten og forstyrrelser i jordens atmosfære påvist. Magnetiske stormer på jorden er nært knyttet til variasjonene i IMF. Variasjoner i den øvre atmosfæren / ionosfæren med en periode på ca. 27 dager kunne forklares. Solen roterer nemlig rundt sin egen akse med denne perioden. Derfor vil samme område på solen peke mot jorden 27, 54, 81 dager osv. senere.

Solvinden blåser tilnærmet radialt fra solen, men pga. jordens banehastighet vil det se ut som om partiklene kommer inn øst for solen (figur 5.14). Energi-overføringen fra solvinden til jordens nære verdensrom er avhengig av solvindhastigheten og IMF-komponentene av magnetfeltet.

 

5.10 Sammendrag

  • Energiproduksjonen i solen skjer ved fusjon. Hydrogenkjerner smelter sammen og danner heliumkjerner. Fusjonen fører til et massetap hvor masse omdannes til energi:
    E = D m × c2.
  • For å angi effekten av solstrålingen innføres begrepet solarkonstant, SS .
  • Solarkonstanten er den elektromagnetiske energien fra solen som treffer jorden ved atmosfærens ytterkant per sekund per kvadratmeter, SS = 1370 W/m2. Ca. 35 % av energien blir reflektert og/eller absorbert i atmosfæren. Denne størrelsen kalles jordens albedo (A). Energien som jorden mottar fra solen per sekund er gitt ved
    ES = p × RJ2 (1 – A)× SS ≈ 1,8 × 1017 W. Solen er jordens viktigste energikilde.
  • Før romalderen kom våre kunnskaper om solen og verdensrommet fra studier av sollyset på jorden. For å tolke målingene av solstrålingen riktig, må vi kjenne strålingslovene.
  • Stefan-Boltzmanns lov: Samlet utstrålt effekt, E fra et svart legeme med overflatetemperatur T er gitt ved: E = s × T4.
  • Wiens forskyvningslov: Bølgelengden for maksimum strålingsenergi, l m fra et legeme med temperatur T er gitt ved: l m × T = a. Konstanten a = 2,90× 10-3 K × m.
  • Strålingsintensiteten er omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden fra kilden.
  • Solstrålingen varierer mye, nesten som været på jorden. Solflekkene brukes som en parameter på aktiviteten på solen. Forstyrrelsene på solen varierer i takt med solflekkperioden, som i middel er henholdsvis 11 og 22 år. Andre karakteristiske perioder for solstrålingen er årstids-variasjonene og solrotasjonsperioden på 27 døgn.
  • Fordi mye av solstrålingen absorberes og spres på veien til jorden, er strålingsmiljøet på solen først blitt kartlagt i romalderen. I tillegg til det synlige lyset sender solen ut store mengder elektromagnetisk stråling over et bredt frekvensområde fra hard røntgen stråling til radiobølger med l > 1 000 km. Solstrålingen mellom 0,1 og 100 nm kan være mer enn hundre ganger mer intens ved høy solaktivitet enn under rolige forhold.
  • Fra solen blåser det også en kontinuerlig vind av elektroner og ioner – kalt solvinden. Kilden er solens korona. Pga. den høye temperaturen er trykk-kreftene større enn gravitasjonskraften. De elektrisk ladde partiklene strømmer fra koronaen langs solens åpne magnetfeltlinjer (kalt koronahull) ut i den interplanetare rommet.
  • Solvinden ble oppdaget omkring 1965. Mer enn 95 % av ionene er protoner, men det finnes også noen prosent tyngre ioner. Tettheten i solvinden er i middel 107 partikler per kubikkmeter, mens hastigheten kan variere fra 300 til 1 000 km/s. Solvinden trekker med seg magnetfeltet fra solen, slik at det finnes et svakt magnetfelt i det interplanetare rommet. Temperaturen i solvinder er høy. Derfor er elektronene løsrevne fra atomene, og det finnes ingen nøytrale partikler.
  • Det er solvinden som er hovedkilden til de store forstyrrelsene i jordens magnetfelt , til dannelse av den polare ionosfæren og til nordlyset. Dette vil bli videre diskutert i kap. 8.


 

5.11 Kontrollspørsmål

Svartabell til kontrollspørsmål om Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen.

  1. Hvor lang tid bruker lyset på veien fra solen til jorden?
  2. Hvordan produserer solen så store mengder energi ?
  3. Er den elektromagnetiske strålingen fra solen konstant?
  4. Hvordan forklarer vi jordens forskjellige årstider.
  5. Hvor lang er en solflekk periode?
  6. Hva heter de to ytterste lagene i solatmosfæren?
  7. Hva er solvinden?
  8. Hva bør studeres for å gi oss ytterligere informasjon om magnetfeltet på solen?
  9. Hvor lenge har solen vært en aktiv stjerne ?
  10. Hvor stor er fluksen av e og i i solvinden under rolige forhold?


Fasit til kontrollspørsmål om Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen.

 

5.12 Arbeidsoppgaver

1

Målene 1f, g, h i læreplanen omhandler solen. Les målene for å finne ut hva som kreves av deg.

2

Hvordan er solen bygd opp? Hva kjennetegner de forskjellige lagene? (Ta også med kort om solens indre.)

3

Hva er solens rotasjonstid?

4

Forklar følgende begrep:

  1. solflekk
  2. solflekkperiode
  3. sommerfugldiagram


5

  1. Hvilken sammenheng ser det ut til å være mellom solflekkaktivitet og klima?
  2. Hva menes med Maunder mimimum?


6

Hva er flares? Hvor opptrer de? Hvilken sammenheng ser det ut for å være til strukturer i fotosfæren? Hva slags stråling sendes ut?

7

  1. Hvordan ser solens magnetfelt ut? Hvilken sammenheng er det mellom solens magnetfeltet og solvind?
  2. Hvordan kan man bestemme magnetfeltstyrken på fjerne himmellegemer som solen?


8

Hvordan undersøker man hva som skjer på solen? Hvorfor kan man ikke gjøre alle undersøkelser fra jordoverflaten?

9

  1. Beskriv solens elektromagnetiske spektrum.
  2. Hvordan varierer dette spektret fra solflekkminimum til solflekkmaksimum?
  3. Hvor stor del av energien finnes innenfor det ultrafiolette området og hvor stor del finnes innen røntgenområdet?


10

  1. Gjør rede for solvindens karakteristiske egenskaper. Hvordan klarer solvinden å rive seg løs fra solens tiltrekningskraft?
  2. Hvilken fart har den jevne solvinden? Hvor lang tid bruker den til å nå jorden? Hvilken fart har solvinden fra solutbrudd?
  3. Hvem ville du informere om sterke solutbrudd i jordretning og hvorfor? Hvor lang tid vil vedkommende ha til tiltak hvis du sender ut varslet ditt umiddelbart etter utbruddet?
  4. Hvor stor kinetisk energi Ek, har partiklene i solvinden under rolige forhold og ved høy solaktivitet?
  5. Med energitetthet menes energi per volumenhet. Når vi kjenner den kinetiske energien i nordlyspartiklene og vet hvor mange partikler som finnes per m3 kan vi beregne den kinetiske energitettheten. Hvor stor er den kinetiske energitettheten i wk i solvinden?
  6. Med magnetisk energitetthet mener vi magnetisk energi per volumenhet. Den magnetiske energitettheten wB i solvinden er gitt ved , hvor B er magnetisk flukstetthet og m 0 er den magnetiske permeabiliteten i solvinden – samme som for vakuum. En typisk middelverdi for B er 10 nT. Beregn den magnetiske energitettheten i solvinden.
  7. Finn forholdet mellom den kinetiske og den magnetiske energitettheten (wk/wB) i solvinden.


11

Solens elektromagnetiske stråling kan beskrives som små energipakker, fotoner. Når fotonenes energi overstiger en viss terskel kan de ionisere gassene i atmosfæren. Fotonenergien er gitt ved

(5.11)

hvor l er bølgelengden.

Ionisasjonspotensialet for de fleste gasser i den øvre atmosfære er ³ 10 eV.

  1. Hva er minimum bølgelengde for ioniserende stråling?
  2. Hva er energien for synlig lys?
  3. Hvor stor energi har røntgenstråling?
  4. Hva er energien for infrarød stråling?
  5. Hvordan kan vi skjematisk uttrykke ionisasjonsprosessen matematisk?


12

  1. Forklar grunnen til at vi har årstider på jorden.
  2. Tiden mellom to på hverandre følgende vårjevndøgn er 365,2422 dager. For at årstidene ikke skal flytte seg, må vi ha skuddår. Hvilke år er skuddår?


13

Undersøkelsen av det termale spektret til en stjerne viser at bølgelengden med størst intensitet er 325 nm. Hvilken temperatur har denne stjernen?

14

Beregn hvor mye effekt solen avgir (i watt). Effekten som jordoverflaten mottar er 1370 W/m2 (= solar konstant), regnet uten atmosfæreabsorpsjon. Avstand solen - jorden er 1,5 × 1011 m.

15

  1. Bruk effekten du har beregnet i oppgave 2 til å beregne solens temperatur. Bruk Stefan-Boltzmann-loven. Rs = solens radius: 6,96 × 108 m.
  2. Hvilken bølgelengde vil ha sterkest intensitet?


16

Anta at temperaturen til et svart legeme er dobbelt så høy som den til solen. Hvor mye mer energi per sekund og per m2 vil dette svarte legeme sende ut sammenlignet med solen?

 

5.13 Forsøk/praktiske oppgaver

1 Observasjon av solflekker

Slik kan du observere solflekker uten risiko for å skade synet:

Rett en alminnelig kikkert mot solen og la lyset komme ut gjennom okularet (den linsen du ellers har mot øyet) og treffe et speil som sender lyset mot en vegg, et ark eller lignende. Det bør være så mørkt som mulig i rommet. Du vil se et bilde av solen på veggen. Still kikkerten skarpt, og hvis du er nøyaktig og kikkerten er god, vil du se mørke solflekker på den hvite flaten.

Figur 5.15 Enkel og trygg metode for observasjon av solflekker.

 

5.14 Elektrisitet