Bruger:Sir48/Sandkasse2
Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
For alternative betydninger, se Sol.
| Solen den 7. juni 1992. Solpletten nederst til venstre er omkring 5 gange større end Jorden. | |
| Observationsdata | |
|---|---|
| Gns afstand fra Jorden | 149.600.000 km |
| Tidsafstand ved lysets hastighed | 8,31 min |
| Lysstyrke | -26,8 MV[1] |
| Absolut størrelsesklasse | 4,8m[1] |
| Karakteristika: Fysik | |
| Diameter | 1.392.000 km |
| Relativ diameter (dS/dE) | 109 |
| Overfladeareal | 6,09 × 1012 km2 |
| Rumfang | 1,41 × 1027 m3 |
| Masse | (1,988.43 ± 0,000.03) × 1030 kg |
| Masse relateret til Jorden | 333.400 |
| Massefylde | 1411 kg m-3 |
| Tyngdeacc. ved overfladen | 274 m s-2 |
| Relativ tyngde ved overfladen | 27,9 g |
| Overfladetemperatur | 5780 K |
| Temperatur i korona | 5 × 106 K |
| Luminositet (LS) | 3,827 × 1026 J s-1 |
| Karakteristika: Omdrejningstid | |
| Ved ækvator: | 27 dage 6 timer 36 minutter |
| Ved 75° breddegrad: | 31 dage 19 timer 12 minutter |
| Omløbstid omkring galaksens centrum | 2,2 × 108 år |
Solen (Latin: Sol og græsk Helios) er den stjerne, som sammen med sit planetsystem udgør solsystemet. Jorden og andet stof (herunder andre planeter, asteroider, meteoroider, kometer og støv) kredser om solen, som i sig selv rummer omkring 99,8% af solsystemets masse. Energi fra solen - i form af sollys — er afgørende for næsten alt liv på Jorden via fotosyntese. Solen er den drivende kraft i Jordens klima og vejr, og den står for ca. 1/3 af tidevandsvirkningen i havene. [2][3]
Stoffet i solen udgøres af brint (som udgør omkring 74% af dens masse, eller 92% af dens rumfang), helium (omkring 25% af massen, 7% af rumfanget) og mindre mængder af andre grundstoffer. Solens spektralklasse er G2V. G2 indikerer, at dens overfladetemperatur tilnærmelsesvis er 5.500 K (eller omkring 5.315 grader Celsius / 9.600 Fahrenheit), hvilket giver den en hvid farve, som på grund af atmosfærisk spredning for det meste ser ud som gul farve set fra Jordens overflade. Når solen står lavt på himlen, giver denne spredning den i stedet en orange eller rød farve.
Solens spektrum indeholder spektrallinjer for ioniserede og neutrale metaller foruden meget svage hydrogenlinjer. Romertallet V i spektralklassen indikerer, at solen er en stjerne i hovedserien, hvorfor dens energi genereres ved fusion af brintkerner til helium, og den er i hydrostatisk ligevægt, så den over meget lange tidsperioder hverken trækker sig sammen eller udvider sig.
Solen er en stjerne i galaksen Mælkevejen og kredser om dennes centrum i en afstand på omkring 26.000 lysår og fuldfører et omløb på ca. 225–250 millioner år.
Symbolet for solen i astronomien er en cirkel med en prik i centrum:
. Iøvrigt anvendes ordet "sol" også som synonym for "stjerne".
Indholdsfortegnelse |
[redigér] Oversigt
Solen er en stjerne af tredje generation, hvis dannelse kan være igangsat af chokbølger fra en eller flere supernovaer, der er forekommet i dens nærhed. [4] Dette fremgår af den store forekomst af tunge grundstoffer som guld og uran i solsystemet. Disse stoffer er mest sandsynligt produceret enten ved atomare reaktioner under en supernova eller ved stofomdannelse via neutronabsorption i det indre af en kæmpestjerne af anden generation.
[redigér] Solens placering
Solen er en af de anslået 2-400 milliarder stjerner i Mælkevejen, som er en flad spiralgalakse placeret i galaksehoben Den lokale hob, der igen sammen med ca. 50 nabogalakser er en del af Virgo superhoben. Mælkevejen er 70-100.000 lysår i tværsnit, og solen er placeret ca. 26.000 lysår fra centrum i den spiralarm, som kaldes Orion-armen.
Mælkevejen omfatter mere end 100 millioner stjerner af solens G2-klasse. På grund af stjernernes fordeling efter lysmængde lyser solen i virkeligheden klarere end 85% af Mælkevejens stjerner, fordi de fleste er røde dværge.[5]
Solen kredser om Mælkevejens centrum med en omløbshastighed på 217 km/s, hvilket svarer til et lysår for hver 1.400 år og til en astronomisk enhed (AU) for hver 8 dage.[6]
Den nærmeste nabostjerne til solen er Proxima Centauri, hvis afstand er 4,22 lysår. Den lyser meget svagt og er del af et 3-stjerne-system, hvori stjernerne Alfa Centauri A og Alfa Centauri B indgår. [7]Alfa Centauri A er med en afstand på 4,39 lysår solens nærmeste nabo af G2-klassen, og hvis solen kunne betragtes fra denne stjerne, ville den synes at befinde sig i stjernebilledet Cassiopeia.
[redigér] Solen og Jorden
Sollys er den primære energikilde på Jordens overflade. Solarkonstanten er den effekt, som solen leverer per arealenhed, som er udsat for sollys, og dens størrelse er ca. 1.370 watt per kvadratmeter i en afstand af 1 AU fra solen (dvs. på eller nær Jorden). Det sollys, som når Jordens overflade er imidlertid dæmpet af atmosfæren, så værdien er tættere på 1.000 watt per direkte belyst m2 i klart vejr og med solen nær zenith. Denne energi kan udnyttes gennem en lang række naturlige og syntetiske processer —fotosyntese i planter udnytter sollysets energi og omdanner den til kemisk form (ilt og reducerede kulstofforbindelser), mens direkte opvarmning eller elektrisk omdannelse i solceller benyttes af solenergi-udstyr til at fremstille elektricitet eller til at udføre andet nyttigt arbejde. Den energi, som er oplagret i olie og andre fossile brændstoffer stammer oprindeligt fra sollys, der blev omdannet ved fotosyntese i en fjern fortid.
Ultraviolet lys fra solen har antiseptiske egenskaber og kan benyttes til sterilisation af redskaber. Hos mennesket forårsager det også solbrændthed og har andre medicinske virkninger som f.eks. at fremme produktionen af vitamin D. Ultraviolet lys dæmpes særlig meget i Jordens atmosfære, hvorfor mængden af dette varierer meget med breddegraden, eftersom sollyset passerer en længere strækning gennem atmosfæren ved højere bredder. Denne forskel har forårsaget mange biologiske tilpasninger, herunder forskellene i menneskers hudfarve i forskellige egne af kloden. [8]
Set fra Jorden ændrer solens bane over himlen sig i løbet af året. Den figur, som dannes ved at angive solens position på samme tid hver dag i et helt år, kaldes solens analemma og ligner et ottetal omkring en akse fra nord til syd. Selvom den mest udprægede ændring af solens tilsyneladende position i årets løb er i nord-/sydlig retning (der omfatter en vinkel på 47 grader på grund af jordaksens hældning på 23,5 grader i forhold til solen) er der også en øst-/vestlig komponent. Ændringen i tilsyneladende vinkel i retningen nord/syd er hovedårsagen til, at Jorden har skiftende årstider.
Solen er en magnetisk aktiv stjerne, der vedligeholder et stærkt og skiftende magnetfelt, som varierer fra år til år, og som skifter retning nogenlunde hvert ellevte år omkring solpletmaksimum. Solens magnetiske felt udløser flere effekter, som under et kaldes solaktivitet, og som inkluderer solpletter på solens overflade, soludbrud (flares) og ændringer i den solvind, som transporterer materiale gennem solsystemet. Solaktivitetens virkning på Jorden ses bl.a. som polarlys, der forekommer på moderate til høje breddegrader samt som forstyrrelser af radiokommunikation og elektricitetsforsyning. Derudover menes solaktivitet at have spillet en stor rolle i solsystemets dannelse og udvikling, og den indvirker kraftigt på strukturen af Jordens ydre atmosfære.
Skønt solen som den stjerne, der er nærmest Jorden, er blevet studeret intensivt, er der stadig mange uafklarede spørgsmål omkring den. Det gælder f.eks. spørgsmålet om, hvorfor dens ydre atmosfære har en temperatur på mere end 1 million K, mens temperaturen ved dens synlige overflade, fotosfæren, er mindre end 6,000 K. Aktuelle emner for forskningen er solens regelmæssige cyklus for solpletaktivitet, fysikken i og oprindelsen til soludbrud og protuberanser, den magnetiske interaktion mellem kromosfæren og koronaen samt solvindens oprindelse.
[redigér] Livscyklus
- Uddybende artikel: Solens dannelse og udvikling
- Uddybende artikel: Solsystemets dannelse og udvikling
Solens alder er bestemt ved nukleokosmokronologi og brug af computermodeller for stjerners udvikling og ansat til at være omkring 4,57 milliarder år.[9]
Solen er nogenlunde halvvejs gennem den tid, hvor den opholder sig i stjernernes hovedserie, og hvor fusionsreaktioner i dens indre kerne omdanner brint til helium. Hvert sekund omdannes her mere end 4 millioner ton stof til energi, idet der produceres neutrinoer og solstråling. Med denne omdannelseshastighed har solen indtil nu omdannet en masse, der svarer til omkring 100 jordmasser, til energi. Solen vil være en stjerne i hovedserien i ca. 10 milliarder år.
Solen har ikke tilstrækkelig masse til at eksplodere som en supernova, men om 4-5 milliarder år vil den trække sig sammen og bliver varmere, når brinten i kernen er brugt op. Den højere temperatur vil medføre, at brint i en skal udenfor kernen kan starte fusion og forbrænde hurtigere, og solen udvikler sig til en rød kæmpestjerne. Fusion af helium vil begynde, når kernens temperatur når omkring 100 MK, og der vil produceres carbon og ilt. Det er sandsynligt, at solens ydre lag vil nå ud til Jordens bane, men nyere forskning tyder på, at Jorden forinden vil være presset længere væk af det stof, som solen mister tidligere i den fase, hvor den er en rød kæmpe. Alt vand på Jorden vil dog samtidig være fordampet og det meste af dens atmosfære være blæst ud i rummet.
Efter fasen som rød kæmpe vil intense varmepulseringer bevirke, at solens ydre lag afstødes og danner en planetarisk tåge, mens den ekstremt varme kerne vil blive tilbage og langsomt afkøles og aftage i lysstyrke. Solen vil her være en hvid dværg og forblive sådan i mange milliarder år. Denne udviklingshistorie er helt typisk for stjerner, der har fra lav til mellemstor oprindelig masse. [10][11]
[redigér] Struktur
Solen er en stjerne af gennemsnitsstørrelse og indeholder over 99% af solsystemets totale masse. Den er en næsten fuldendt kugle med en minimal fladtrykthed, som anslås at være omkring en 9 milliontedel, [12] hvorfor dens diameter ved polerne kun er ca. 10 km mindre end diameteren ved dens ækvator. Fordi solens stof er i plasmatilstand og ikke fast stof, er dens rotation differentiel, så den roterer hurtigere ved ækvator end ved polerne. Den "egentlige" rotationstid er ca. 25 dage ved ækvator og 35 dage ved polerne. Da vi på grund af Jordens omkredsning af solen ser den fra stadigt skiftende positioner, ser vi en "tilsyneladende rotationstid" på omkring 28 dage ved solens ækvator. Her er centrifugalkraftens virkning ved soloverfladen grundet den langsomme rotation 18 millioner gange svagere end tyngdekraftens, og også tidevandsvirkningen fra planeterne er for svag til at påvirke solens form mærkbart.
Solen har ikke en skarp overfladegrænse som faststofplaneterne. I dens yderste dele falder gassernes tæthed nærmest eksponentielt med afstanden fra solens centrum. Solen har imidlertid en veldefineret indre struktur som beskrevet i det følgende. Solens radius måles fra dens centrum til kanten af fotosfæren, som er det lag, over hvilket gasserne er for afkølede eller fortyndede til at kunne udstråle nogen betydende mængde lys. Fotosfæren er den overflade, som tydeligst er synlig med de blotte øjne. Hovedparten af solens masse ligger indenfor en afstand af omkring 0,7 radier fra centrum.
Det indre af solen kan ikke observeres direkte, og solen selv er uigennemsigtig for elektromagnetisk stråling. På samme måde som seismologien benytter bølger frembragt af jordskælv til at afsløre Jordens indre struktur, benytter helioseismologi trykbølger (infralyd), der gennemløber solens indre, til at måle og vise solens indre struktur. Ligeledes benyttes computermodeller af solen som værktøj til teoretiske undersøgelser af dens dybere lag.
[redigér] Kernen
Solens kerne strækker sig solens centrum og ud til omkring 0,2 solradier. Dens tæthed er op imod 150,000 kg/m3 (150 gange vands tæthed på Jorden) og en temperatur tæt på 13.600.000 kelvin. Nylige analyser foretaget af data fra SOHO-missionen tyder på en hurtigere rotation i kernen end i den øvrige strålingszone[13].
Gennem det meste af solens eksistens produceres energien ved fusion gennem en række trin, der kaldes p-p (proton-proton) kæden. Denne proces omdanner brint til helium, og kernen er det eneste sted i solen, som producerer en betydelig mængde varme via fusion. Stjernens øvrige dele opvarmes af energi, som strømmer udad fra kernen. Al den energi, som produceres ved fusion i kernen, må trænge gennem mange lag af solen ud til fotosfæren, før den undslipper til rummet som sollys eller som kinetisk energi for partikler.
Hvert sekund konverteres omkring 3,438 protoner (brintkerner svarende til en vægt på 564 millioner ton) til ca. 560 millioner ton helium (ud af de omkring ~8,956 frie protoner i solen ialt), hvilket frigør energi fra masse-energi omsætningen i et omfang på 4,26 millioner ton per sekund, svarende til 38324watt (383 trillioner MW) eller energien fra 9,1510 megaton TNT.
Egentlig er solkernen for "kold“ til kernefusion, fordi den kinetiske energi af partiklerne ikke er høj nok til, at sammenstød mellem dem kan overvinde frastødningskræfterne mellem de positivt ladede protoner. Når fusion alligevel finder sted, skyldes det den kvantemekaniske tunneleffekt. Ifølge kvantemekanikken er en proton en slags udbredt bølge uden en nøjagtigt defineret position, og dens energi svinger omkring en middelværdi. Derved bliver der en meget ringe sandsynlighed for, at to protoner kommer så nær hinanden, at de kan smelte sammen ved at "tunnellere" gennem de frastødende kræfters energiniveau. Den minimale sandsynlighed herfor mere end opvejes af det umådelige antal protoner, som er til stede. Denne "nedbremsede“ kernefusion har den gunstige betydning for solsystemet og livet på Jorden, at solen sparer på sit energiforråd og kan udstråle konstante energimængder i meget lang tid. Solens lange levetid skyldes dens relativt lille masse og den ringe sandsynlighed for kernefusion.
Trods de store tal er energiproduktionen i solens kerne derfor ekstremt lav, nemlig ca. 0,3 μW/cm³ eller ca. 6 μW/kg. Til sammenligning udvikler et almindeligt stearinlys varme af en størrelse på 1 W/cm³ og menneskekroppen ca. 1,2 W/kg. Brug af plasma med lignende parametre til energiproduktion på Jorden ville være helt upraktisk, eftersom selv et lille 1 GW kernekraftværk ville kræve omkring 170 milliarder ton plasma som solens. Jordiske reaktorer kræver derfor langt højere plasmatemperaturer end i solen for at være nyttige.
Kernefusions hastighed afhænger stærkt af stoffets tæthed (og i særdeles af dets temperatur), så fusionshastigheden i kernen er i selvoprettende ligevægt: En let forhøjet hastighed ville opvarme kernen mere og få den til at udvide sig imod vægten af de udenfor liggende lag. Denne udvidelse ville nedsætte fusionshastigheden og derved korrigere for afvigelsen, altså ved negativ feedback. Modsat ville en let formindsket hastighed virke afkølende på kernen og få den til at trække sig sammen, hvilket igen ville forøge fusionshastigheden og bringe den tilbage til det oprindelige niveau.
De højenergi-fotoner (gamma- og røntgenstråler), der udløses ved fusionsprocessen, absorberes efter få milimeters rejse i solens plasma og genudsendes i tilfældig retning (med et ganske lille energitab). Det tager derfor lang tid for stråling at nå solens overflade. Skøn over fotonernes "rejsetid" går fra så meget som 50 millioner år[14] til så lidt som 17.000 år.[15] Efter en sidste rejse gennem det ydre konvektionslag og til den transparente "overflade" af fotosfæren, undslipper fotonerne som synligt lys. Hver gammastråle i solens kerne omdannes til flere millioner fotoner, før de undslipper til rummet. Fusionsprocessen i kernen udløser også en stor mængde neutrinoer, men de reagerer kun yderst sjældent med stof, hvorfor næsten alle undslipper fra solen med det samme. I mange år gav målinger af det antal neutrinoer, som kom fra solen, et antal som var en faktor 3 mindre end den teoretiske værdi. Dette såkaldte neutrinoproblem for solen løstes fornylig, da virkningen af neutrinooscillation blev opdaget: Solen udsender virkelig det forudsagte antal neutrinoer, men neutrinodetektorerne fangede ikke 2/3 af dem.
[redigér] Strålingszonen
I området fra omkring 0,2 til omkring 0,7 solradier er materien varm og tæt nok til, at varmestråling er tilstrækkelig til at transportere den intense varme fra kernen udad. I denne zone er der ingen termisk konvektion, for selvom stoffet afkøles efterhånden som det når længere ud, er denne temperatur-gradient lavere end den adiabatiske procesrate og følgelig ude af stand til at vedligeholde konvektion. Som beskrevet ovenfor videregives varme via stråling, idet dannede fotoner efter at have bevæget sig en kort distance absorberes af brint- og heliumioner, genudsendes og absorberes, hvilket gentager sig igen og igen. På denne måde baner energien sig langsomt vej udad.
[redigér] Konvektionszonen
1. Kerne
2. Strålingszone
3. Konvektionszone
4. Fotosfære
5. Kromosfære
6. Korona
7. Protuberans
I solens ydre lag (de yderste ca. 30% af solens radius) er plasmaen ikke tæt eller varm nok til at overføre varmeenergien fra solens indre udad via stråling. Følgelig optræder der varmekonvektion i form af varmesøjler, som fører varmt stof til solens overflade (fotosfæren). Når stoffet afkøles ved overfladen, synker det tilbage mod konvektionszonens bund, hvor det igen opvarmes ved kontakt med strålingszonen. Der forekommer muligvis et konvektionsoverskud i bunden af konvektionszonen, så de turbulente nedsynkninger når for "for langt" og altså trænger ind i strålingszonens yderste lag.
Varmesøjlerne i konvektionszonen sætter deres aftryk på solens overflade ved at gøre den granuleret. Den turbulente konvektion virker som dynamo på "lille skala" og frembringer magnetiske nord- og sydpoler overalt på soloverfladen.
[redigér] Fotosfæren
Fotosfæren er solens synlige overflade, dvs. det lag, under hvilket solen bliver uigennemsigtig for synligt lys. Over fotosfæren kan sollyset frit udbrede sig i rummet, og dets energi undslipper helt fra solen.
Ændringen i gennemsigtighed skyldes den aftagende mængde H- ioner, der let absorberer synligt lys. Omvendt produceres det lys, vi ser, ved at elektroner reagerer med brintatomer og danner H- ioner. [16][17] Fotosfæren er i virkeligheden op til 3-400 kilometer tyk og er lidt mere gennemsigtig en luft på Jorden. Eftersom fotosfærens øvre lag er køligere end de nedre, ser et billede af solen klarere ud omkring solens centrum end ved dens rand, et fænomen, som kaldes randformørkelse. Sollys har tilnærmelsesvis et sort legeme-spektrum, som dels tyder på at dets temperatur ligger omkring 6.000 K, dels er fyldt med atomare absorptionslinjer fra de tynde lag oven over fotosfæren. Partikeltætheden i fotosfæren er omkring 1023 m−3 (hvilket er omkring 1% af partikeltætheden i Jordens atmosfære ved havets overflade).
I tidlige undersøgelser af fotosfærens optiske spektrum opdagedes nogle absorptionslinjer, som ikke svarede til noget hidtil kendt grundstof på Jorden. I 1868 fremsatte Lockyer den hypotese, at disse absorptionslinjer skyldtes et nyt grundstof, som han kaldte helium efter den græske solgud Helios. Først 25 år senere blev helium opdaget på Jorden.[18]
[redigér] Atmosfæren
De dele af solen, som ligger over fotosfæren, kaldes under et for solens atmosfære. De kan ses med teleskoper, som dækker det elektromagnetiske spektrum fra radiobølger over synligt lys til gammastråler, og de omfatter fem vigtige zoner: Temperaturminimum, kromosfæren, overgangsregionen, koronaen og heliosfæren. Heliosfæren, som er solens yderste, meget tynde atmosfære, strækker sig helt ud over Plutos bane til heliopausen, hvor den danner en skarp grænse (chokfront) til det interstellare rum. Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er meget varmere end soloverfladen. Den fulde forklaring herpå kendes endnu ikke.
Det køligste lag af solen er temperaturminimum-regionen omkring 500 km over fotosfæren. Den har en temperatur på ca. 4.000 K og er dermed afkølet nok til, at der kan opbygges simple molekyler som kulilte og vand, og disses tilstedeværelse er konstateret ud fra deres absorptionsspektre.
Over dette lag følger et tyndt lag med en tykkelse på omkring 2.000 km, hvis spektrum domineres af emissions- og absorptionslinjer. Laget kaldes kromosfæren fra den græske rod chroma, som betyder farve, fordi det er synligt som et farvet glimt ved begyndelsen og afslutningen af en total solformørkelse. Temperaturen i kromosfæren stiger gradvis med højden og når øverst op imod 100.000 K.
Efter kromosfæren følger solens overgangsregion, hvor temperaturen stiger meget hurtigt fra ca. 100.000 K til koronatemperaturer tæt ved en million K. Stigningen skyldes en faseovergang, hvor helium i regionen bliver fudstændig ioniseret af de høje temperaturer. Overgangsregionen findes ikke i en veldefineret højde, men danner snarere et slør eller en "glorie" omkring kromosfæriske fænomener som spiculer og solfilamenter, og den er i konstant, kaotisk bevægelse. Overgangsregionen er vanskelig at se fra Jordens overflade, men er let at observere fra rummet med instrumenter, som er følsomme for den mest ultraviolette del af spektret.
Koronaen er solens udvidede, ydre atmosfære, der har et langt større rumfang end solen selv. Den har en blød overgang til solvinden, som fylder hele solsystemet og heliosfæren. Den lave del af koronaen, som er forholdsvis tæt på soloverfladen, har en partikeltæthed i intervallet 1014 m−3 – 1016 m−3. (Hvor værdien for jordatmosfæren til sammenligning har en værdi på ca. 2x1025 m−3). Koronaens temperatur er adskillige millioner grader kelvin, og selv om der endnu ikke findes en komplet teori, som forklarer denne høje værdi, vides noget af varmen at stamme fra magnetisk rekonnektion.
Heliosfæren strækker sig fra ca. 20 solradier (0.1 AU) til solsystemets yderste grænser. Dens indre afgrænsning defineres som det lag, i hvilket solvindens strømning bliver superalfvénisk, hvormed menes, at strømningen sker hurtigere end farten af Alfvén-bølger. Turbulens og dynamiske kræfter uden for denne grænse kan ikke påvirke formen af solkoronaen indenfor, eftersom information herom kun kan udbredes med Alfvén-bølgers fart. Solvinden breder sig uafbrudt udad gennem heliosfæren, og giver samtidig solens magnetfelt spiralform, indtil den møder heliopausen mere end 50 AU fra solen. I december 2004 passerede rumsonden Voyager 1 gennem en chokfront, som menes at være en del af heliopausen. Begge Voyager-sonder har registreret højere niveauer af energirige partikler, når de nærmede sig grænsen.[19]
[redigér] Solcyklus
- Uddybende artikel: solpletter
[redigér] Solpletter og solpletcyclus
Når solen ses gennem et passende filter, er dens solpletter et af dens umiddelbart synlige træk. Det er tydeligt afgrænsede områder på overfladen, som viser sig mørkere end deres omgivelser på grund af lavere temperatur. Solpletter er områder, hvor intens magnetisk aktivitet med stærke magnetfelter forhindrer konvektionen og derved reducerer energitransporten fra det varme indre til overfladen. Det magnetiske felt forårsager stærk opvarmning i koronaen og danner aktive regioner, som er udgangspunkt for intense soludbrud og udstødelse af koronamasse. De største solpletter kan være titusindvis af kilometer i tværsnit.
Antallet af solpletter, som er synlige på solen, er ikke konstant, men varierer over en omtrent 11-årig periode. Ved et typisk solminimum ses kun få solpletter og af og til slet ingen. De, som ses, viser sig ved høje breddegrader på solen. I løbet af den typiske solpletperiode øges antallet, og de optræder nærmere ved solens ækvator, et fænomen som er beskrevet ved Spörers lov. Solpletter forekommer sædvanligvis parvis med modsat magnetisk polaritet. Polariteten af den mest fremtrædende solplet skifter for hver solpletperiode, så den vil være en magnetisk nordpol i den ene periode og en magnetisk sydpol i den næste.
Solens cyklus har stor indflydelse på rumvejret og en mærkbar indvirkning på Jordens klima. Der er tendens til, at solpletminima er korrelleret med lavere temperaturer på Jorden, og tilsvarende at perioder med varighed over gennemsnittet korrelerer med højere temperaturer. Det debatteres, om denne korrelation også betyder en årsagssammenhæng. I det 17. århundrede ser cyklusen ud til at helt at være stoppet, så der er observeret meget få solpletter i denne periode. Perioden kendes som Maunder minimum eller den Lille istid, hvor Europa oplevede meget lave temperaturer.[20] Endnu tidligere minimumsperioder er fundet ved analyse af årringe og lader også til at have faldet sammen med globale temperaturer under gennemsnittet.
[redigér] Possible long term cycle
A recent theory claims that there are magnetic instabilities in the core of solen which cause fluctuations with periods of either 41,000 or 100,000 years. These could provide a better explanation of the ice ages than the Milankovitch cycles. Like many theories in astrophysics, this theory cannot be tested directly.[21][22]
[redigér] Theoretical problems
[redigér] Coronal heating problem
The optical surface of solen (the photosphere) is known to have a temperature of approximately 6,000 K. Above it lies the solar corona at a temperature of 1,000,000 K. The high temperature of the corona shows that it is heated by something other than direct heat conduction from the photosphere.
It is thought that the energy necessary to heat the corona is provided by turbulent motion in the convection zone below the photosphere, and two main mechanisms have been proposed to explain coronal heating. The first is wave heating, in which sound, gravitational and magnetohydrodynamic waves are produced by turbulence in the convection zone. These waves travel upward and dissipate in the corona, depositing their energy in the ambient gas in the form of heat. The other is magnetic heating, in which magnetic energy is continuously built up by photospheric motion and released through magnetic reconnection in the form of large solar flares and myriad similar but smaller events.[23]
Currently, it is unclear whether waves are an efficient heating mechanism. All waves except Alfvén waves have been found to dissipate or refract before reaching the corona.[24] In addition, Alfvén waves do not easily dissipate in the corona. Current research focus has therefore shifted towards flare heating mechanisms. One possible candidate to explain coronal heating is continuous flaring at small scales,[25] but this remains an open topic of investigation.
[redigér] Faint young sol problem
Skabelon:Main
Theoretical models of solens development suggest that 3.8 to 2.5 billion years ago, during the Archean period, solen was only about 75% as bright as it is today. Such a weak star would not have been able to sustain liquid water on the Earth's surface, and thus life should not have been able to develop. However, the geological record demonstrates that the Earth has remained at a fairly constant temperature throughout its history, and in fact that the young Earth was somewhat warmer than it is today. The consensus among scientists is that the young Earth's atmosphere contained much larger quantities of greenhouse gases (such as carbon dioxide and/or ammonia) than are present today, which trapped enough heat to compensate for the lesser amount of solar energy reaching the planet.[26]
[redigér] Magnetic field
Skabelon:Seealso
All matter in solen is in the form of gas and plasma because of its high temperatures. This makes it possible for solen to rotate faster at its equator (about 25 days) than it does at higher latitudes (about 35 days near its poles). The differential rotation of solens latitudes causes its magnetic field lines to become twisted together over time, causing magnetic field loops to erupt from solens surface and trigger the formation of solens dramatic solplets and solar prominences (see magnetic reconnection). This twisting action gives rise to the solar dynamo and an 11-year solar cycle of magnetic activity as solens magnetic field reverses itself about every 11 years.
The influence of solens rotating magnetic field on the plasma in the interplanetary medium creates the heliospheric current sheet, which separates regions with magnetic fields pointing in different directions. The plasma in the interplanetary medium is also responsible for the strength of solens magnetic field at the orbit of the Earth. If space were a vacuum, then solens 10-4 tesla magnetic dipole field would reduce with the cube of the distance to about 10-11 tesla. But satellite observations show that it is about 100 times greater at around 10-9 tesla. Magnetohydrodynamic (MHD) theory predicts that the motion of a conducting fluid (e.g., the interplanetary medium) in a magnetic field, induces electric currents which in turn generates magnetic fields, and in this respect it behaves like an MHD dynamo.
[redigér] Solobservationernes historie
.
dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, zum Beispiel beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese
Navigation: I Olaf den Helliges saga berettes om et besøg fra bonden Rødulf og hans sønner. Sigurd, en af sønnerne, påstår over for kongen at han kan angive Solens position også når det er helt overskyet. “Det var tykt vejr og snefog, som Sigurd havde sagt. ... Da bad kongen Sigurd sige, hvor højt Solen var kommet på himlen. Han angav det bestemt. Kongen lod da tage solstenen [sólarsteinn] og holdt den i vejret, og han så da hvorledes det strålede ud af stenen og angav det sted, Sigurd havde sagt.”
[redigér] Kulturhistorisk oversigt
I menneskehedens mest fundamentale forståelse er solen en lysende skive på himlen, hvis tilsynekomst over horisonten forårsager dag, og hvis fravær betyder nat. Den er det centrale himmellegeme, hvoraf livet på Jorden afhænger, og det har man fra de tidligste tider været sig bevidst.
Solens regelmæssige daglige og årlige tilbagekomst blev ængsteligt afventet og besværget med kultiske og magiske ritualer. Særligt har solformørkelser udløst bestyrtelse og frygt. I oldtidens Kina, hvor solen var symbol for østen, forår, mandighed (Yang) og fødsel foruden for kejseren, troede man, at en drage ville sluge solen og forsøgte med stor larm at få uhyret til at give den fri igen.
I mange forhistoriske og forsvundne kulturer ansås solen for at være en guddom eller et andet overnaturligt fænomen, og tilbedelse af solen indtog en central rolle i livet. For sumererne legemliggjorde solen solguden Utu og i Babylonien var det guden Schamasch, som hver morgen betrådte himlen og ikke længere skjulte sine stråler. I det gamle Ægypten blev Ra (også Re eller Re-Atum) æret som solgud. Farao Akhnaton gjorde senere Aton, som var den personificerede solskive, til eneste gud og afskaffede alle andre ægyptiske guder. I det nuværende Mexico æredes solguden Tonatiuh af aztekerne og hos mayaerne var Itzamná hovedgud, som Inti var det hos inkaerne i Sydamerika.
Man drog meget tidligt nytte af viden om de fundamentale perioder dag og år. Solen er det naturlige ur for mennesket og betragtning af solen (og andre himmellegemer) og bestemmelse af banepunkter som jævndøgn, sommer- og vintersolhverv førte sammen med årstidernes skiften til udviklingen af kalendere, hvilket i de fleste kulturer især blev af stor betydning efter opfindelsen af agerbruget. Herved kunne vigtige årstidsafhængige begivenheder som f.eks. Nilens årlige oversvømmelser og det gunstigste tidspunkt for såning bestemmes forud, og ved færden på havet kunne man tage hensyn til farlige, sæsonbestemte stormperioder.
Mange forhistoriske monumenter og kultsteder blev opført med henblik på betragtning og udnyttelse af solfænomener. Det gælder f.eks. stenmegalitter, som nøjagtigt markerer sommersolhverv. Nogle af de mest fremtrædende megalitter findes i Nabta Playa i Ægypten og ved Stonehenge i England. I Stonehenge står solen ved sommersolhverv op lige over en bestemt sten, og solstrålerne kan den dag lyse ind i anlæggets indre. Tilsvarende er pyramiden El Castillo i Chichén Itzá i Mexico bygget, så slanger ved en skyggevirkning sås klatre op ad pyramiden ved de to solhverv.
Fra bronzealderen i Tyskland er himmelskiven fra Nebra bevaret og synes ligeledes at være et instrument til betragtning af himlen. Dens forgyldte kanter skal muligvis tydes som soljoller, der er et religiøst symbol. Fra samme tid stammer også solvognen fra Trundholm, hvis skive tydes som et solsymbol med en dag- og natside. I den nordiske mytologis skabelsesberetning skabte guderne solen af en glød fra Muspelheim og lagde den i en vogn. Gudinden Sol kører hurtigt denne vogn over himlen, trukket af hestene Árvakr og Alsviðr, fordi spandet er forfulgt af en jætte i skikkelse af ulven Skoll. Ved verdens undergang (Ragnarok) vil ulven opsluge solen.
Også i antikkens Grækenland dyrkede man solguden. Det var Helios, som dagligt kørte over firmamentet med sin solvogn. Helios svarede ret nøje til romernes uovervindelige Gud Sol invictus, hvis kult var vidt udbredt i Det romerske kejserrige. Fra antikken har Astrologien overtaget solen som symbol på vitalitet.
Fra det antikke Grækenland kommer også de første overvejelser, hvor solen ses som et fysisk objekt, begyndende med Xenofanes, der mente, at solen var en brændende uddunstning eller sky. Hvor naiv denne beskrivelse end lyder nu, betød den dog et afgørende kulturhistorisk skridt, for at se solen som et naturligt objekt modsiger fundamentalt den tidligere – og hvad der endda også forekom i århundreder efter ham – opfattelse af solen som en gudelig entitet. Ud fra disse tanker kritiserede Xenofanes da også Grækenlands menneskeliggjorte guder. (Hvis heste havde guder, ville disse ligne heste) [28] og pegede frem mod en monoteisme, der ikke som i faraonernes tid havde solen som Gud. Xenofanes' opfattelse slog imidlertid ikke igennem hos alle tænkere, og mange senere religiøse og filosofiske skoler faldt tilbage til de tidligere, mytiske forklaringer. Det kan f.eks. påpeges, at Sokrates blev dødsdømt for gudsbespottelse 200 år senere. Desuden tog folketroen i Grækenland nok slet ikke hensyn til alle disse overvejelser.
I forhold til fiksstjernerme synes solen, når den ses fra Jorden, at bevæge sig langs ekliptika og gennem dyrekredsen (zodiac) en gang om året, og senere græske astronomer anså den for at være en af de syv planeter (græsk: Planetes = "vandrere"), efter hvilke de syv ugedage har fået deres navne i en del sprog.
Det antikke verdensbillede gik i almindelighed ud fra, at Jorden var universets midtpunkt, og at solen, månen og planeterne bevægede sig i nøjagtige cirkelbaner om den. Denne forestilling, som til sidst blev sammenfattet af Ptolemæus i hans værk Almagest fra omkring 140, viste sig at holde i næsten 2.000 år. Den forsvaredes i særdeleshed af kirken, så meget mere som det også af Bibelen fremgår, at solen bevæger sig. Modellen med den ubevægede jord udviste dog i tidens løb flere og flere svagheder, efterhånden som opfindelser og bedre observationer var til rådighed. Bl.a. kunne planeternes bevægelser kun forklares ved komplicerede hjælpekonstruktioner som epicykler.
Aristarchos fra Samos havde i 2. århundrede f.Kr. forgæves postuleret, at solen var verdens centrum. Først mere end 1.500 år senere blev tanken taget op igen af de lærde Nikolaus von Kues og Regiomontanus og viderebearbejdet af Nicolaus Kopernikus og senere astronomer og videnskabsmænd, til at begynde med som rene "regnemodeller". Da disse begyndte at blive omsat til et reelt verdensbillede, vendte kirken sig imidlertid afgørende mod sådanne tanker, og videnskabsmænd som Galilei, der var nået til overbevisning om en central sol, blev forfulgt af inkvisitionen.
Ved fortsatte observationer, nøjagtige bestemmelser af planeternes baner, indføringen af teleskopet og opdagelsen af himmelmekanikkens sætninger, overtog det (modificerede) heliocentriske verdensbillede sin nuværende plads.
Yderligere fremskridt i astronomien viste sluttelig, at solen ikke indtager nogen særlig eller fremtrædende plads i universet, men er en stjerne mellem milliarder og atter millarder af andre stjerner.
[redigér] Udviklingen af den moderne videnskabelige forståelse
En af de første, der fremkom med en videnskabelig forklaring af solen, var antikkens græske filosof Anaxagoras, der påstod, at den var en gigantisk, flammende metalkugle, som endog var større end Peloponnes, og altså ikke Helios´ stridsvogn. For at udbrede dette kætteri blev han fængslet af myndighederne og dømt til døden (men senere løsladt efter indgriben af Perikles). Eratosthenes kan have været den første til præcist at beregne afstanden fra Jorden til solen, idet han i det 3. århundrede f.Kr. beregnede den til 149 millioner kilometer, samme størrelsesorden som det i dag accepterede tal.
Som nævnt var den teori, at solen er det centrum, hvorom planeterne bevæger sig, allerede fremsat i antikkens af Aristarchos, men var iøvrigt bl.a. også gængs blandt de sydamerikanske indianerne (se heliocentrisk). Efter at dette verdenssyn var blevet genoplivet i Europa, blev det primært Copernicus, der i det 16. århundrede med værket De Revolutionibus Orbium Coelestium (Om de himmelske sfærers omdrejning) forsøgte at give et matematisk grundlag for det, hvilket dog i sidste ende ikke lykkedes ham. Hans værk banede imidlertid vejen for videre udforskning og lagde fundamentet til det Copernicanske verdensbillede. Efter teleskopets opfindelse foretog Thomas Harriot, Galilei og andre astronomer i begyndelsen af 17. århundrede detaljerede observationer af solpletter. Galileo foretog nogle af de første og hævdede, at de befandt sig på solens overflade, og derfor ikke var små objekter, som passerede mellem Jorden og solen.[29]
I 1672 bestemte Giovanni Cassini og Jean Richer afstanden til Mars og blev derved i stand til at beregne afstanden til solen. Isaac Newton analyserede solens lys ved hjælp af et prisme og viste, at det var sammensat af lys af mange farver,[30] medens William Herschel i 1800 opdagede den infrarøde stråling udenfor den røde del af solspektret.[31] I 1800-tallet skete der fremskridt i de spektroskopiske undersøgelser af solen, og Joseph von Fraunhofer opdagede som den første absorptionslinjerne, hvoraf de tydeligste stadig ofte kaldes Fraunhofer linjer.
I begyndelse af den moderne videnskabelige æra var kilden til solens energi en betydelig gåde. Lord Kelvin foreslog, at solen kunne være et langsomt afkølende, flydende legeme, som udstrålede varme fra et indre lager.[32] Senere foreslog Kelvin og Hermann von Helmholtz den såkaldte Kelvin-Helmholtz mekanisme som forklaring på energioutputtet. Uheldigvis var deres estimat af solens alder kun 20 millioner år, meget kortere end det tidsrum på flere milliarder år, som fremgik af geologiske undersøgelser. Joseph Lockyer, som opdagede helium i solens spektrum, fremsatte i 1890 en meteor-hypotese om solens dannelse udvikling.[33]
En løsning baseret på kendte kendsgerninger fremkom ikke før 1904, hvor Ernest Rutherford foreslog, at solens energiudsendelse kunne opretholdes ved hjælp af en intern varmekilde, og at denne kunne være radioaktivt henfald.[34] Det blev imidlertid Albert Einstein, som kunne give det afgørende spor i søgningen efter kilden til solens energiudsendelse med sin ligning for ækvivalensen mellem masse og energi: E = mc².
I 1920 foreslog Arthur Eddington, at trykket og temperaturen i solens kerne kunne fremkalde en kernefusionsreaktion, hvor protoner samledes til heliumkerner og producerede energi ved nettoændringen i masse.[35] Dette teoretiske koncept videreudvikledes i 1930'erne af astrofysikerne Subrahmanyan Chandrasekhar og Hans Bethe. Hans Bethe beregnede detaljerne i de to vigtigste energiproducerende kernereaktioner, som holder solen i gang. [36][37]
En afhandling, som både fuldstændiggjorde dette og pegede fremad mod den nuværende astrofysik, publiceredes i 1957 af Margaret Burbidge med titlen "Synthesis of the Elements in Stars" (Stjerners grundstofsyntese). [38] Afhandlingen viste overbevisende, at flertallet af grundstofferne i universet er dannet ved nukleosyntese, som er foregået ved kernereaktioner inden i stjerner, hvoraf nogle var lig solen. Denne erkendelse udgør stadig en af videnskabens store bedrifter.
[redigér] Solar space missions
The first satellites designed to observe solen were NASA's Pioneers 5, 6, 7, 8 and 9, which were launched between 1959 and 1968. These probes orbited solen at a distance similar to that of the Earth, and made the first detailed measurements of the solar wind and the solar magnetic field. Pioneer 9 operated for a particularly long period of time, transmitting data until 1987.[39]
In the 1970s, Helios 1 and the Skylab Apollo Telescope Mount provided scientists with significant new data on solar wind and the solar corona. The Helios 1 satellite was a joint U.S.-German probe that studied the solar wind from an orbit carrying the spacecraft inside Mercury's orbit at perihelion. The Skylab space station, launched by NASA in 1973, included a solar observatory module called the Apollo Telescope Mount that was operated by astronauts resident on the station. Skylab made the first time-resolved observations of the solar transition region and of ultraviolet emissions from the solar corona. Discoveries included the first observations of coronal mass ejections, then called "coronal transients", and of coronal holes, now known to be intimately associated with the solar wind.
In 1980, the Solar Maximum Mission was launched by NASA. This spacecraft was designed to observe gamma rays, X-rays and UV radiation from solar flares during a time of high solar activity. Just a few months after launch, however, an electronics failure caused the probe to go into standby mode, and it spent the next three years in this inactive state. In 1984 Space Shuttle Challenger mission STS-41C retrieved the satellite and repaired its electronics before re-releasing it into orbit. The Solar Maximum Mission subsequently acquired thousands of images of the solar corona before re-entering the Earth's atmosphere in June 1989.[40]
Japan's Yohkoh (solbeam) satellite, launched in 1991, observed solar flares at X-ray wavelengths. Mission data allowed scientists to identify several different types of flares, and also demonstrated that the corona away from regions of peak activity was much more dynamic and active than had previously been supposed. Yohkoh observed an entire solar cycle but went into standby mode when an annular eclipse in 2001 caused it to lose its lock on solen. It was destroyed by atmospheric reentry in 2005.[41]
One of the most important solar missions to date has been the Solar and Heliospheric Observatory, jointly built by the European Space Agency and NASA and launched on December 2, 1995. Originally a two-year mission, SOHO has now operated for over ten years (as of 2007). It has proved so useful that a follow-on mission, the Solar Dynamics Observatory, is planned for launch in 2008. Situated at the Lagrangian point between the Earth and solen (at which the gravitational pull from both is equal), SOHO has provided a constant view of solen at many wavelengths since its launch. In addition to its direct solar observation, SOHO has enabled the discovery of large numbers of comets, mostly very tiny solgrazing comets which incinerate as they pass solen.[42]
All these satellites have observed solen from the plane of the ecliptic, and so have only observed its equatorial regions in detail. The Ulysses probe was launched in 1990 to study solens polar regions. It first traveled to Jupiter, to 'slingshot' past the planet into an orbit which would take it far above the plane of the ecliptic. Serendipitously, it was well-placed to observe the collision of Comet Shoemaker-Levy 9 with Jupiter in 1994. Once Ulysses was in its scheduled orbit, it began observing the solar wind and magnetic field strength at high solar latitudes, finding that the solar wind from high latitudes was moving at about 750 km/s (450 mi/s — slower than expected), and that there were large magnetic waves emerging from high latitudes which scattered galactic cosmic rays.[43]
Elemental abundances in the photosphere are well known from spectroscopic studies, but the composition of the interior of solen is more poorly understood. A solar wind sample return mission, Genesis, was designed to allow astronomers to directly measure the composition of solar material. Genesis returned to Earth in 2004 but was damaged by a crash landing after its parachute failed to deploy on reentry into Earth's atmosphere. Despite severe damage, some usable samples have been recovered from the spacecraft's sample return module and are undergoing analysis.
The Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) mission was launched in October 2006. Two identical spacecraft were launched into orbits that cause them to (respectively) pull further ahead of and fall gradually behind the Earth. This enables stereoscopic imaging of solen and solar phenomena, such as coronal mass ejections.
[redigér] Solobservation og øjenskader
Sollys er meget skarpt, og at se direkte på solen med det blotte øje selv i korte perioder er potentielt farligt. Lyset vil påvirke nethinden med omkring 4 milliwatt, som vil opvarme den let og kunne forårsage permanente skader i form af blindhed eller blinde pletter i synsfeltet. Eftersom der ikke er nogen følelse af smerte, bliver man ikke umiddelbart opmærksom på, at synet er ved at blive ødelagt.
Delvise solformørkelser udgør en særlig risiko, fordi øjets pupil ikke er tilpasset den usædvanligt høje kontrast, og fordi den udvider sig i forhold til den samlede mængde lys og ikke i forhold til det klareste objekt i synsfeltet. Det meste af sollyset vil være blokeret af måneskiven, men fotosfærens udækkede dele har samme klarhed som på en normal dag. I det dæmpede tusmørke vil pupillen udvide sig fra ~2 mm til ~6 mm og hver celle i nethinden modtage ca. 10 gange så meget lys som ved at se på en uformørket sol.[44]
At betragte solen gennem lyskoncentrerende optik som f.eks. en kikkert er naturligvis endnu farligere, medmindre der benyttes et korrekt filter til at dæmpe lyset. Uafskærmede kikkerter kan sende over 500 gange så megen energi til nethinden som ved brug af det blotte øje, hvilket vil dræbe nethindens celler næsten øjeblikkeligt. (Selvom effekten per arealenhed af billedet på nethinden er den samme, kan varmen ikke føres væk hurtigt nok, fordi billedet er større). Selv et ganske kort kig på middagssolen gennem en uafskærmet kikkert kan give permanent blindhed. [45]
Filtre til brug for iagttagelse af solen skal være specielt beregnet til formålet. Utilstrækkelige filtre lader f.eks. skadelige UV- eller IR-stråler passere. Filtre til teleskoper eller kikkerter skal sættes på objektivet eller blænden og ALDRIG på okularet, fordi okularfiltre pludselig kan revne eller ødelægges af varmen fra absorberet lys.
En sikker måde at betragte solen på er at projicere billedet af den på en skærm ved hjælp af et lille refraktionsteleskop (eller kikkert) og okular uden sammenlimede dele. Andre teleskoptyper kan ødelægges ved sådan brug.
[redigér] Se også
| Wikimedia Commons har medier relateret til: |
| Solens planeter: |
|---|
| Merkur | Venus | Jorden | Mars | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun |
| Andre objektklassificeringer i solsystemet: |
| (hypotetisk: Vulcanoidebæltet) | Arjuna-asteroide (nærjords-asteroide; Aten-asteroide, Apollo-asteroide, Amor-asteroide) | Asteroidebæltet | Trojanske asteroider | Kentaur-asteroider | Trans-neptunske objekter (Kuiper-bæltet, Oort-skyen) |
| Andre objekter med bane i og uden for solsystemet: |
| Måner | Dværgplaneter | Kometer | Meteoroider (meteor, meteorit, ildkugle) | Småplaneter (asteroider, planetoider) |
[redigér] Kilder
- ↑ 1,0 1,1 NASA "Sun Fact Sheet"
- ↑ DMI's hjemmeside om solens klimapåvirkning
- ↑ DMI's hjemmeside om tidevandet
- ↑ Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700-701.
- ↑ http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
- ↑ Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023-1038.
- ↑ Solens nabostjerner
- ↑ Barsh G.S., 2003, What Controls Variation in Human Skin Color?, PLoS Biology, v. 1, p. 19 [1]
- ↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390: 1115-1118.
- ↑ Pogge, Richard W. (1997). The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Hentet 2005-12-07.
- ↑ Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457.
- ↑ Godier, S.; Rozelot J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of solens subsurface". Astronomy and Astrophysics 355: 365-374.
- ↑ Garcia R. A. et al. "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core", Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)
- ↑ Lewis, Richard (1983). The Illustrated Encyclopedia of the Universe. Harmony Books, New York. Side 65.
- ↑ Plait, Phil (1997). Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core. Bad Astronomy. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA.
- ↑ Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books.
- ↑ Discovery of Helium. Hentet 2006-03-22.
- ↑ European Space Agency (March 15 2005). The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Lean, J.; Skumanich A.; White O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters 19: 1591-1594.
- ↑ Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics.
- ↑ (27 Jan. 2007) "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist 2588: 12.
- ↑ Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 107: 211.
- ↑ Sturrock, P. A.; Uchida, Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping". Astrophysical Journal 246: 331.
- ↑ Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona". Astrophysical Journal 330: 474.
- ↑ Kasting, J. F.; Ackerman, T. P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science 234: 1383-1385.
- ↑ http://quake.stanford.edu/~wso/gifs/meanfld.gif Quake.stanford.edu Retrieved on 06.06.07
- ↑ [2]
- ↑ Galileo Galilei (1564 - 1642). BBC. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Sir Isaac Newton (1643 - 1727). BBC. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun’s Heat". Macmillan's Magazine 5: 288-293.
- ↑ Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co..
- ↑ Darden, Lindley (1998). The Nature of Scientific Inquiry.
- ↑ Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington (2005-06-15).
- ↑ Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54: 862-862.
- ↑ Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55: 434-456.
- ↑ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547-650.
- ↑ Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica. Hentet 2006-03-22.
- ↑ St. Cyr, Chris; Joan Burkepile (1998). Solar Maximum Mission Overview. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Japan Aerospace Exploration Agency (2005). Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere. Hentet 2006-03-22.
- ↑ SOHO Comets. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Ulysses - Science - Primary Mission Results. NASA. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Espenak, F.. Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17. NASA. Hentet 2006-03-22.
- ↑ Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety". J. Brit. Ast. Assoc. 92: 6.
- Thompson, M. J. (2004), Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, p. 4.21-4.25
- T. J. White; M. A. Mainster; P. W. Wilson; and J. H. Tips, Chorioretinal temperature increases from solar observation, Bulletin of Mathematical Biophysics 33, 1-17 (1971)
[redigér] Eksterne henvisninger
- Solen
- Forklaring til væsentlige data om Solen
- Ing.dk: Solens poler har skiftet plads
- NASA/Marshall Solar Physics hjemmeside
- Solens profil fra NASA's Solar System Exploration
- NASAs hjemmeside om solformørkelser
- Current SOHO snapshots
- Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) FAQ
- Solar Sounds fra Stanford
- Spaceweather.com
- Eric Weisstein's World of Astronomy - Solen
- En samling film om solen
- The Institute for Solar Physics- Bevægelser af solpletter og spiculer
- Algoritme til beregning af solens position og dokumentationPDF (85.9 KiB) fra National Renewable Energy Laboratory
- MySolarSystem.com: Information om og billeder af solen
- National Solar Observatory
- Helioseismisk holografi af solens bagside fra Stanford
- Illustration med sammenligning af solens størrelse i forhold til solsystemets planeter og til andre stjerner
Kategori:Stjerner Kategori:Solsystem

