AST1010 En kosmisk reise. Forelesning 13: Sola

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 13: Sola

2 I dag Hva består Sola av? Hvor får den energien fra? Hvordan er Sola bygd opp? + solflekker, utbrudd, solvind og andre rariteter

3 Hva består Sola av? Hydrogen 91.2 % av atomkjernene 71.0 % av massen Helium 8.7 % av atomkjernene 27.1 % av massen (Heliumkjerner veier mer enn hydrogenkjerner) Metaller Karbon, nitrogen, oksygen Men også ekte metaller som jern og magnesium

4 Lite H " i Sola: Så varmt at molekylene brytes opp

5 Kalde deler av Sola ( K og lavere): Nøytralt hydrogen 0 C = K

6 Varme deler av Sola (over K): Ionisert hydrogen (plasma)

7 Varme deler av Sola (over K): Ionisert hydrogen (plasma)

8 O v e r f l a t e n

9 Også andre stoffer (f.eks. helium) blir ionisert ved høy nok temperatur Nøytralt helium har 2 elektroner Enkelt ionisert helium: 1 elektron Dobbelt ionisert helium: 0 elektroner (kun heliumkjerne)

10 Sammenlignet med jorden Solen Merkur Venus Månen Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto Masse (jordmasser) Radius (jordradier) Rotasjonstid (jorddøgn) Omløpstid (jordår) Store halvakse (AU) Banefart (km/s) Temperatur (C, snitt overflate) Tyngdekraft (% jordens) millioner lysår 0.24 (29/3) (13/8) (5770 K)

11 Kort oppsummert Sola: Hydrogen og helium (+ noen metaller ) Lite molekulært hydrogen (for varmt) Ved overflaten: Nøytralthydrogen/helium I solas indre: Ionisert hydrogen/helium (plasma)

12 Hvordan produserer Sola energi? 1800-tallet: Gravitasjon? Oppvarming når tyngdekraften får gass til å kollapse Men bare nok energi til noen titalls millioner år I dag vet vi at Solas levetid er ca. 10 milliarder år

13

14 Fusjon: 4 hydrogenkjerner à 1 heliumkjerne Å sende to protoner (hydrogenkjerner) mot hverandre er ikke nok Begge har positiv ladning frastøter hverandre

15 Fusjon: 4 hydrogenkjerner à 1 heliumkjerne Men: Ved svært høye hastigheter kommer de nært nok til at den sterke kjernekraften overvinner frastøtningen Energi frigjøres!

16 Fusjon: Proton-proton-kjeden (PP-kjeden) 16

17 Sluttprodukt 1: Heliumkjerne 17

18 Sluttprodukt 2: Nøytrinoer (mer om disse senere) 18

19 Sluttprodukt 3: Positroner (e 0 + e 2 Energi) 19

20 Sluttproduktene veier mindre enn 4 H-kjerner! 20

21 Vi har mindre masse enn da vi begynte 21

22 Masse à energi: E = mc 2 (fotoner) 22

23 Dette var den enkleste PP-kjeden (PP 1) Mer kompliserte kjeder: PP 2 og PP 3 Større stjerner: CNO-syklusen I Solen står PP 1 og PP 2 for nesten all energiproduksjonen Hovereel Xiaomao123 Uwe_W. CC BY-SA 3.0

24 Fusjon begynte da temperaturen og gasstrykket ble høyt nok (gravitasjonskollaps) Selv om gravitasjonsenergi ikke driver Solen, var det dette som startet prosessen

25 Lysstyrke: 3.86 x W

26 Denne effekten (energi/tid: W = joule/sekund) spres ut over et stort areal før den når Jorden AST Sola 26

27 Variasjoner gjennom sola AST Sola

28 Mer He, mindre H i kjernen AST Sola

29 Kjernetemperatur: 15.6 millioner K AST Sola

30 Utenfor kjernen: Strålingssonen

31 Et foton bruker år ut til neste lag

32 Hvorfor år i strålingssonen? Høy tetthet Ionisert plasma Dvs. mange frie elektroner Fotoner kolliderer lett med disse Meget kort vei mellom hver kollisjon

33 Hydrostatisk likevekt I strålingssonen er gassen i likevekt Gassen vil helst falle innover pga. tyngdekraften Men trykket (gass+stråling) er større lenger inn mot kjernen Trykkforskjellen presser derfor gassen utover (se tavle) Likevekt mellom disse kreftene

34 Fusjon og nøytrinoer AST Sola 34

35 Nøytrinodetektor AST Sola 35

36 Nøytrinoproblemet Målinger: Kun 1/3 av forventet antall elektron-nøytrinoer 2/3 endret type til muon-/tau-nøytrinoer underveis Bare mulig dersom nøytrinoer har masse! 36

37 Konveksjon: Ikke i hydrodynamisk likevekt

38 Ustabilt: Varm gass utvider seg, stiger opp

39 Ustabilt: Kaldere gass trekker seg sammen og synker innover i solen

40 Konveksjon inntreffer når temperaturen endrer seg langsomt nok med høyden

41 Plasmaet rekker å stige helt til overflaten før det blir kaldere enn omgivelsene og synker igjen

42 (I strålingssonen er temperaturendringene brattere à hydrostatisk likevekt)

43 Konveksjon er effektiv energitransport!

44 Strålingssone: Konveksjonssone: år Måneder

45

46 Granulasjon: Konveksjon på overflaten

47 Solens overflate Ingen fast overflate (i likhet med gassplanetene) Definisjon av overflaten: Der gassen slutter å være gjennomsiktig (sett utenfra) Hvor gjennomsiktig gassen er kommer an på bølgelengden (fargen) til lyset Solens størrelse endrer seg når vi ser med et annet fargefilter!

48

49 Solflekker 49

50 Solflekker opptrer i grupper AST Sola 50

51 Flekk og fakkel Liten flekkgruppe med fakkelområde Skjematisk bilde av flekkgruppe omgitt av fakkel 51

52 Solflekker og magnetfeltet

53 Magnefteltet bremser konveksjon

54 Mindre varm gass opp: Lavere temperatur

55 Magnetfeltets retning endrer seg over tid 55

56

57 11-års syklus for solaktivitet 57

58 Opptvinning av dipolfelt i løpet av en 11-års periode

59 Etter 22 år er magnetfeltet tilbake der det startet

60 Løkker: 10,000 K 1,000,000 K Over aktive områder er gassen stengt inne i magnetiske løkker som inneholder gass ved alle temperaturer 60

61 Neste forelesning: Stjerners liv og død: Livet på hovedserien (+ Solens atmosfære og koronaen)