Solen er en stor kugle af gas, og derfor har den i modsætning til Jorden, ingen fast overflade. I stedet har Solen den slags overflade, som en tågebanke på Jorden giver; det er en gradvis ting – en illusion faktisk. Forestil dig at du ser på nogle mennesker, der går ind i en tågebanke. Da de forsvandt fra dit synsfelt, ville du kunne sige, at de helt sikkert var inde i tågebanken, selvom de aldrig passerede en bestemt grænse. Den tilsyneladende overflade på Solen, er defineret ved samme virkning. Lys fra Solens overflade, kommer ud i rummet, så di kan se det. Lys neden under Solens overflade, kan ikke undslippe direkte til rummet, så du kan ikke se dette lys.
En oversigt over Solens atmosfære viser, at den består af flere lag der ligger oven på det øverste lag af den konvektive zone (se figur 13.12). Solens atmosfære er der, hvor alle synlige solfænomener finder sted. I bunden af atmosfæren er fotosfæren: Solens tilsyneladende overflade. Det er her der kan ses strukturer som solpletter. Over fotosfæren ligger kronosfæren, en region med stærke emissionslinjer. Det øverste lag er koronaen, der kan ses under en solformørkelse som en halo omkring Solen. Solprotuberanser, som er forårsaget af Solens magnetfelt, stikker ud og ind i koronaen. I Solens atmosfære, falder densiteten af gassen hurtigt med stigende højde. Figur 13.12 viser, hvordan tryk og temperatur ændrer sig over Solens overflade. I dette afsnit, vil vi kigge på hvert af disse lag, og vi begynder i bunden med fotosfæren.
Solens tilsyneladende overflade – fotosfæren – har en effektiv temperatur (temperaturen på et sortlegeme, der ville udsende samme topbølgelængde som objektet) på 5.780 K, som spænder fra 6.600 K nederst til 4.400 K øverst. Det er en zone der er omkring 500 km tyk, over hvilken, Solens densitet og opacitet stiger kraftigt. Grunden til, at Solen ser ud til at have en veldefineret overflade og et skarpt omrids (men husk at du aldrig må se direkte på Solen) er, at denne zone er forholdsvis tynd. 500 km ser ikke ud af meget, når den ses på en afstand af 150 millioner km.
Se på billedet af Solen i figur 13.13a og bemærk, at Solen ser ud til at være svagere nær dens kanter end i nærheden af dens centrum. Denne effekt kaldes kantforørkelse og skyldes strukturen af Solens atmosfære (et himmelobjekts kant, er den ydre kant af dets synlige skive). Figur 13.13b illustrerer årsagen til kantformørkelse. I nærheden af Solens kant, kigger du gennem fotosfæren i en stejl vinkel. Som et resultat her af, ser du ikke så dybt ind i Solens indre, som når du kigger direkte ned gennem fotosfæren nær midten af Solens skive. Det lys, som du ser kommer fra nærheden af Solens kant, kommer fra et lag i Solen der er tyndt, og dermed køligere og svagere.
Detaljerede observationer fra Jorden og fra rummet, hjælper astronomer med at forstå den komplekse natur af atmosfæren. Rumsonden Solar Observatory and Heliosphere Observatory (SOHO), er en fælles mission mellem NASA og the European Space Agency (ESA). Ved at kredse omkring L1 Lagrangian-punktet i Sol-Jord-systemet (se kapitel 3), bevæger SOHO sig i et låst kredsløb med Jorden, placeret cirka 1.500.000 km fra Jorden, der er næsten ved en direkte linje mellem Jorden og Solen. SOHO har et komplement af 12 videnskabelige instrumenter, som overvåger Solen. I begyndelsen af 2010 opsendte NASA sonden Solar Dynamics Observatory (SDO), med det formål at forbedre videnskabens forståelse af Solen til det punkt, hvor de kan forudsige, hvornår hændelser vil forekomme, snarere end blot at reagere efter de er sket.
Solens spektrum er komplekst
På en måde kan Solens overflade være en illusion, men i en anden forstand er den det ikke. Overgangen mellem det ”indre” og det ”ydre” i Solen sker ret brat. Næsten al stråling der kommer fra under Solens fotosfære, bliver absorberet af stof og kan ikke undslippe; den er fanget. Dette er netop definitionen fra kapitel 4, for de betingelser under hvilke sortlegeme-stråling dannes. Den stråling der lækker ud fra Solens indre, har et spektrum der er meget tæt på at være et Planck sortlegeme-spektrum. Dette er grunden til, at astronomer, som de lærte i kapitel 12, er i stand til at forstå meget om stjernernes fysiske egenskaber, ve at anvende det de ved om sortlegeme-stråling.
Denne enkle beskrivelse af spektre fro stjerner er ufuldstændig. Lys fra Solens fotosfære, skal slippe igennem de øverste lag i Solens atmosfære, hvilket påvirker det observerede spektrum. I kapitel 12, så vi på tilstedeværelsen af absorptionslinjer i stjernes spektre. Ni skal vi se nærmere på, hvordan disse absorptionslinjer dannes. Som fotosfærens lys bevæger sig opad gennem Solens atmosfære, absorberer atomer i Solens atmosfære lyset ved diskrete bølgelængder. Da Solen ses så meget mere lysstærk end nogen anden stjerne, kan dens spektrum studeres mere detaljeret, så der er bygget specielle teleskoper og højopløsningsspektrometre til at studere Solens lys. Solens spektrum, er vist i figur 13.14. Absorptionslinjer fra mere end 70 grundstoffer er blevet identificeret. Analyse af disse linjer, danner grundlaget for meget af astronomernes viden om Solens atmosfære, herunder Solens sammensætning, og det er udgangspunktet for en forståelse af atmosfæren og spektre for andre stjerner.
Solens ydre atmosfære: kromosfæren og koronaen
Ved at bevæge sig opad gennem Solens fotosfære, fortsætter temperaturen med at falde, og når et minimum på omkring 4.400 K øverst i fotosfæren. På dette punkt, begynder tendensen at gå den anden vej, og temperaturen begynder langsomt at stige til cirka 6.000 K ved en højde på cirka 1.500 km over toppen af fotosfæren. Regionen over fotosfæren – kromosfæren (se figur 13.15a) – blev opdaget i det 19. århundrede under observationer af solformørkelser (se figur 13.15b). Kromosfæren, ses mest som en kilde til emissionslinjer, især -linjen fra hydrogen (hydrogen-alfa linjen). Faktisk er den dybe røde farve på -linjen, hvad der giver kromosfæren dens navn (”stedet hvor farven kommer fra”). Et spektrum af Solens kromosfære, var også det der i 1868, førte til opdagelsen af grundstoffet helium. Helium er opkaldt efter helios, det græske ord for ”Sol”. Årsagen til kromosfærens temperaturstigninger med stigende højde, er et område der ikke forstås ret godt, men det kan skyldes magnetiske bølger, der udbreder sig gennem regionen.
I toppen af kromosfæren, oven over en overgangszone der kun er 100 km tyk, stiger temperaturen pludseligt (se figur 13.13). Over denne overgang, ligger den yderste region i Solens atmosfære, koronaen, hvor temperaturen når 1-2 millioner K. Koronaen opvarmes sandsynligvis af magnetiske bølger og magnetfelter, på samme måde som kromosfæren bliver det, men hvorfor temperaturen ændres så abrupt ved overgangen mellem kromosfæren og koronaen, er ikke klart. Siden oldtiden, har Solens korona være kendt; Den er synlig under totale solformørkelser, som en uhyggelig ydre glød, som strækker sig i en afstand af flere solradiusser ud fra Solens overflade (se figur 13.15c). Fordi den er så varm, er Solens korona en kraftig kilde til røntgenstråler. Atomer i Solens korona, er også stærkt ioniserede.
Solaktivitet er forårsaget af magnetiske effekter
Solens magnetfelt, forårsager stort set hele strukturen set i Solen atmosfære. Højopløsningsbilleder af Solen viser ”koronale løkker”, der får Solen til at se ud om, den var dækket af sammenfiltrer, flettet hår (se figur 13.16). Denne fibrøse tekstur i kromosfæren, er resultatet af magnetiske strukturer, kaldet fluxrør. Magnetfeltet er også ansvarlig for meget af koronaens struktur. Koronaen, er alt for vant til at blive fastholdt af Solens tyngdekraft. I stedet, er langt størstedelen af Solens atmosfære, holdt på plads af magnetiske sløjfer, med begge ender forankret dybt i Solens indre. Magnetfeltet i koronaen virker næsten som et netværk af elastikker, som koronaens gas frit kan flyde langs med, men ikke passere. I modsætning hertil, er omkring 20 procent af Solens overflade, dækket af et stadigt skiftende mønster af koronale huller. Disse er synlige i ultraviolette billeder af Solen som mørke områder, hvilket indikerer at de er køligere og har lavere densitet end deres omgivelser. Koronale huller er store områder, hvor magnetfeltet peger udad, væk fra Solen, og hvor koronaens materiale frit kan strømme ud i det interplanetariske rum som solvinden.
Den relativt stabile del af solvinden, består af strømme med lave hastigheder på omkring 350 km/s og strømme med højere hastigheder på omkring 700 km/s. Strømmene med de høje hastigheder, stammer fra de koronale huller. Afhængig af deres hastighed, tager der partiklerne i solvinden cirka 2-5 dage at nå Jorden. Ofte, 2-5 dage efter et koronalt hul har passeret over centrum på Solens overflade, øges hastigheden og densiteten af solvinde, der når Jorden. Solvinden trækker Solens magnetfelt med sig. Magnetfeltet i solvinden, bliver ”omviklet” på grund af Solens rotation (se figur 13.17). Solvinden har derfor en spiralstruktur, der minder om vandstrømmene fra en roterende havevander.
Solvindens virkninger, mærkes gennem hele Solsystemet. Solvinden forårsager kometers haler, former planeternes magnetosfærer, og leverer det energiske partikler, der driver Jordens spektakulære nord- og sydlys. Ved hjælp af rumsonder, har astronomer været i stand til at observere solvinden, som strækker sig ud til 100 Au fra Solen. Men solvinden strækker sig ikke uendeligt. Jo længere væk den kommer fra Solen, jo mere spreder den sig ud. Ligesom stråling, følger solvindens styrke en omvendt kvadret lov. På en afstand af omkring 100 AU fra Solen, antages det, at solvinden ikke længere er stærk nok til at skubbe det interstellare medium (gassen og støvet, der ligger mellem stjernerne i en galakse, og omgiver Solen) væk. På det punkt, stopper solvinden pludseligt, og støder på det interstellare mediums tryk. Voyager 1 rumsonden har passeret den ydre kant af denne grænse, og begynder at sende de første direkte målinger af det interstellare medium tilbage til Jorden. IBEX (Interstellar Boundary Explorer) rumsonden, som blev afsendt i 2008, undersøger også denne region.
De bedst kendte strukturer på Solens overflade, er relativt mørke pletter i Solens fotosfære, kaldet solpletter, som kommer og går over tid. Disse pletter, er steder hvor stof er fanget ved Solens overflade, ved hjælp af magnetfeltlinjer. Når dette stof køler af, kan konvektionen ikke bære det nedad, så det laver en køligere (derfor mørkere) plet på overfladen af Solen. Solpletter ser mørke ud, men kun i modsætning til Solens lysere overflade (se Matematiske værktøjer 13.2). Teleskopobservationer af solpletter, foretaget i det 17. århundrede, førte til opdagelsen af Solens rotation, der har en gennemsnitlig periode på omkring 27 dage set fra Jorden og 25 dage i forhold til stjernerne. Observationer af solpletter viser også, at Solen (som Saturn), roterer hurtigere ved ækvator end den gør ved højere breddegrader. Denne effekt, kaldet differentieret rotation, er mulig, fordi Solen er en stor kugle af gas i stedet for et solidt objekt.
En stor gruppe solpletter ses i figur 13.19, og figur 13.20 viser den bemærkelsesværdige struktur af disse pletter på overfladen af Solen. Hver solplet består af en indre mørk kerne kaldet umbraen, der er omgivet af en mindre mørk region, kaldet penumbraen. Penumbraen har et indviklet radialt mønster, der minder om kronbladene på en blomst. Observationer af solpletter viser, at de et magnetiske i oprindelse, med magnetfelter tusindvis af gange større end magnetfeltet på Jordens overflade. Solpletter forekommer i par, der er forbundet med sløjfer i magnetfeltet, som har form som en hestesko. Solpletter strækker sig i størrelse fra omkring 1.500 km i diameter og op til komplekse grupper, der kan indeholde flere dusin individuelle pletter og spænde over 50.000 km, eller mere. De største solpletgrupper er så store, at de kan ses med det blotte øje og er blevet bemærket siden oldtiden. Men se aldrig direkte på Solen! Mere end en uforsigtig observatør af Solen, har betalt prisen for at kigge direkte på Solen uden beskyttelse, med blindhed. En direkte visning af Solen, gennem et kommercielt filter, er sikkert, ligesom det er sikkert at projicere billedet gennem en kikkert eller teleskop ned på en overflade af for eksempel papir, og kun iagttage projektionen. Mange hjemmesider har leveret billeder af Solen, set gennem jord- og rumteleskoper.
Individuelle solpletter er flygtige. Selvom solpletter lejlighedsvis varer 100 dage eller længere, kommer og går halvdelen af alle solpletter i løbet af 2 dage, og 90 procent er forsvundet inden for 11 dage. Antallet og fordelingen af solpletter ændrer sig over tid, i et udtalt 11-års mønster, kaldet solpletcyklussen (se figur 13.21a). I begyndelsen af cyklussen, begynder solpletter at forekomme ved breddegrader på Solen af cirka 30º nord og syd for Solens ækvator. I de følgende år, bevæger de regioner hvor de fleste nye solpletter ses, sig mod ækvator, som antallet af solpletter stiger og derefter falder igen. Som de sidste solpletter ved ækvator ses, begynder nye solpletter igen at forekommer ved mellembreddegraderne, og den næste cyklus begynder. Et diagram der viser antallet af solpletter på en breddegrad, der er tegnet mod tiden, har udseende af en serie modstående diagonale bånd, og benævnes ofte som solplet ”sommerfuglediagrammet” (se figur 13.21b).
I begyndelsen af det 20. århundrede, var solastronomen George Ellery Hale (1868-1938), den første til at vise, at den 11-årige solpletcyklus, faktisk er halvdelen af en 22-årisg magnetisk cyklus, hvor retningen af Solens magnetfelt vendes og vender tilbage til udgangspunktet. I en solpletcyklus, har den førende solplet i et par, tendens til at være en magnetisk nordpol, mens den følgende solplet, har tendens til at være en magnetisk sydpol. I den næste 11-årige solpletcyklus er denne polaritet omvendt: den førende solplet i hvert par, er en magnetisk sydpol. Overgangen mellem disse to magnetiske polariteter forekommer nær toppen af hver solpletcyklus (se figur 13.21c). Den fremtrædende teori om, hvad der forårsager denne magnetiske cyklus, indebærer en dynamo i Solens indre, ligesom dynamoerne der genererer planeternes magnetiske felter.
Virkningerne af den magnetiske aktivitet på Solen, mærkes gennem Solens fotosfære, kromosfære og korona. Solpletter er kun et af de mange fænomener, der følger den 22-årige cyklus for den magnetiske aktivitet. Toppen af cyklussen, kaldes solar maksimum, og er tider med intens aktivitet.
Teleskopobservationer af solpletter, daterer næsten 400 år tilbage, og der eksiterer rapporter om solpletter set med det blotte øje, selv før da. Figur 13.22 viser den historiske oversigt over solpletaktivitet. Selvom astronomer ofte taler om den 11-årige solpletcyklus, er cyklussen hverken helt periodisk eller specielt pålidelig. Tiden mellem det største antal solpletter, varierer faktisk mellem cirka 9,7 år og 11,8 år. Antallet af pletter set under en given cyklus svinger også. Nogle cyklusser er ægte monstre, men der har også været tidspunkter, hvor solpletaktiviteten har været næsten helt forsvundet i længere perioder. Den seneste laveste solpletaktivitet der er optegnelser over, også kaldet Maunder minimum, varede fra 1645 til 1715. Normalt er der omkring 6 toppe i solpletaktiviteten på 70 år. Under Maunder minimum, blev der stort set ikke iagttaget nogle solpletter overhovedet.
Selvom solpletter er mørkere end gennemsnittet af strukturerne på Solen, er de oftest ledsaget af en øget lysstyrke af Solens kromosfære, der tydeligst ses i lyset med emissionslinjer, som for eksempel . De storslåede sløjfer, der går gennem Solens korona, forankres også i solaktivitets-områderne. Protuberanser, som den vist i figur 13.23, er magnetiske fluxrør af relativt kold (5.000-10.000 K), men tæt gas, der strækker sig ud gennem den millioner af K varme gas i koronaen. Selv om de fleste fremtrædende protuberanser er relativt stille, kan andre bryde ud gennem koronaen, og tårne sig en million km eller mere over Solens overflade, og udslynge materiale i koronaen med hastigheder på mere end 1.000 km/s.
Billederne i figur 13.24, viser et soludbrud, der bryder ud fra en gruppe af solpletter. De to billeder mod venstre (figurerne 13.24a og 13.24b), er taget i ultraviolet lys, og viser materiale med meget høje temperaturer. Pletterne i billedet taget i synligt lys (figur 13.24c), ses i bunden af, og er årsagen til aktiviteten der ses i figur 13.24a og 13.24b. Soludbrud er den mest energirige form for solaktivitet. Soludbrud er meget voldsomme udbrud, hvor enorme mængder energi frigives i løbet af få minutter til et par timer. Soludbrud, kan varme gas op til temperaturer på 20 millioner K, og de er kilden til intense røntgen- og gammastråler. Varmt plasma (bestående af atomer, der har fået fjernet nogle eller alle deres elektroner), bevæger sig udad fra soludbrud ved hastigheder der kan nå 1.500 km/s. Forbundet med soludbrud, er gigantiske koronale masseudkastninger (se figur 13.25), der er byer af solvinden, som rejser sig over koronaen. Magnetiske effekter kan så accelerere subatomare partikler til meget høje hastigheder, og sende kraftige udbrud af høj-energiske partikler udad gennem Solsystemet. Koronale masseudkastninger, kan frigøre op til 100 milliarder kilo materiale. De opstår omkring en gang om ugen under den laveste solaktivitetscyklus, men der kan optræde to eller flere udbrud om dagen, nær det maksimum af solaktivitetscyklussen.
Solaktiviteten påvirker Jorden
Mængden af solstråling der når Jorden, er i gennemsnit 1,35 kilowatt per kvadratmeter. Satellitmålinger af mængden af stråling fra Solen (se figur 13.26) viser, at denne værdi varierer med så meget som 0,2 procent, i løbet af få uger hvor mørke solpletter og lyse punkter i kromosfæren, bevæger sig på tværs af solskiven. Samlet set, udgør den øgede stråling fra aktive områder på Solen, mere end reduktionen af solstråling fra solpletter. I gennemsnit, synes Solen at være omkring 0,1 procent lysere maksimum i solcyklussen, end den er ved dens minimum.
Solaktivitet har mange effekter på Jorden. Solaktive regioner er kilden til det meste af Solens ekstreme ultraviolette og røntgenstråling. Denne energiske stråling opvarmer Jordens øvre atmosfære, og i perioder med solaktivitet forårsager det, den øvre atmosfære at ekspandere. Når det sker, kan den opsvulmede øvre atmosfære, øge atmosfærens træk på rumfartøjer, der kredser tæt om Jorden (før afsendelsen af Hubble Space Telescope, var mange mennesker der arbejdede på projektet bekymrede over, at teleskopet måske ikke ville overleve ret længe, fordi det skulle afsendes lige ved et solmaksimum). En af grundene til de gentagne besøg ved Hubble Space Telescope fra rumfærger, var at trække det tilbage til dets oprindelige kredsløb, for at kompensere for dets langsomme kredsløbsforfald, der er forårsaget af de opsvulmede ydre dele af Jordens atmosfære. NASA gav teleskopet et sidste skub i 2009, for at kunne holde teleskopet i drift indtil 2014 (Hubble Space Telescope er planlagt til at blive erstattet af det større James Webb Space Telescope i 2018). Jordens atmosfæriske træk, vil til sidst bringe Hubble tilbage til Jorden, selvom det ikke bliver i ét stykke.
Jordens magnetosfære, re resultatet af samspillet mellem Jordens magnetfelt og solvinden. Når solvinden bliver kraftigere som følge af øget solaktivitet, i sær koronale masseudkastninger rettet mod Jorden, kan forstyrre Jordens magnetosfære på måder, der er indlysende, selv for ikke-videnskabsfolk. Spektakulære nord- og sydlys, kan ledsage sådanne hændelser, ligeledes kan magnetiske storme forstyrre elnet, hvilket forårsager forstyrrelser der kan dække store områder. Koronale masseudkastninger har også negative virkninger på radiokommunikation og navigation, og de kan beskadige følsom satellitelektronik, herunder kommunikationssatellitter.