AST1010 En kosmisk reise Forelesning 13: Sola

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 13: Sola I dag Hva består Sola av? Hvor får den energien fra? Hvordan er Sola bygd opp? + solflekker, utbrudd, solvind og andre rariteter 1

2 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 Lite H 2 i Sola: Så varmt at molekylene brytes opp Kalde deler av Sola ( K og lavere): Mest nøytralt hydrogen 0 C = K 2

3 Varme deler av Sola (over K): Mest ionisert hydrogen (plasma) Varme deler av Sola (over K): Mest ionisert hydrogen (plasma) O v e r f l a t e n 3

4 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) Kort oppsummert Sola: Hydrogen og helium (+ noen metaller ) Lite molekulært hydrogen (for varmt) Ved overflaten: Nøytralt hydrogen/helium I solas indre: Ionisert hydrogen/helium (plasma) Solen sammenlighet med jorden Radius: 109 jord-radier Masse: jordmasser! (1/3 million) Tyngdekraft ved overflaten: 28 ganger jordens (en person på 100 kg vil føle seg 2,8 tonn tung) Overflatetemperatur: K Roterer rundt sin egen akse på litt over 25 dager (litt forskjellig avhengig av breddegraden) 4

5 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 Fusjon: 4 hydrogenkjerner 1 heliumkjerne Å sende to protoner (hydrogenkjerner) mot hverandre er ikke nok Begge har positiv ladning frastøter hverandre 5

6 Fusjon: 4 hydrogenkjerner 1 heliumkjerne Men: Ved svært høye hastigheter kommer de nærtnok til at den sterke kjernekraften overvinner frastøtningen Energi frigjøres! Fusjon: Proton-proton-kjeden (PP-kjeden) Sluttprodukt 1: Heliumkjerne 17 Sluttprodukt 2: Nøytrinoer (mer om disse senere) 18 6

7 Sluttprodukt 3: Positroner (e + + e Energi) 19 Sluttproduktene veier mindre enn 4 H-kjerner! Vi har mindre masse enn da vi begynte Masse energi: E = mc 2 (fotoner) 20 Dette var den enkleste PP-kjeden (PP 1) Mer kompliserte kjeder: PP 2 og PP 3 Mer massive stjerner: CNO-syklusen I Solen står PP 1 og PP 2 for nesten all energiproduksjonen Hovereel Xiaomao123 Uwe_W. CC BY-SA 3.0 7

8 Fusjon begynte da temperaturen og gasstrykket ble høyt nok (gravitasjonskollaps) Selv om gravitasjonsenergi ikke driver Solen, var det dette som startet prosessen Lysstyrke: 3.86 x W Denne effekten (energi/tid: W = joule/sekund) spres ut over et stort areal før den når Jorden AST Sola 24 8

9 Variasjoner gjennom sola Mer He, mindre H i kjernen Kjernetemperatur: 15.6 millioner K Svært høy tetthet i kjernen Utenfor kjernen: Strålingssonen Et foton bruker år ut til neste lag 9

10 Hvorfor år i strålingssonen? Høy tetthet Ionisert plasma Dvs. mange frie elektroner Fotoner kolliderer lett med frie elektroner Meget kort vei mellom hver kollisjon 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 Fusjon og nøytrinoer AST Sola 30 10

11 Nøytrinodetektor AST Sola 31 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! 32 Konveksjon: Ikke i hydrodynamisk likevekt Ustabilt: Varm gass utvider seg, stiger opp 11

12 Ustabilt: Kaldere gass trekker seg sammen og synker innover i solen Konveksjon inntreffer når temperaturen endrer seg langsomt nok med høyden Plasmaet rekker å stige helt til overflaten før det blir kaldere enn omgivelsene og synker igjen (I strålingssonen er temperaturendringene brattere opprettholder hydrostatisk likevekt) 12

13 Konveksjon er effektiv energitransport! Strålingssone: Konveksjonssone: år Måneder Granulasjon: Konveksjon på overflaten 13

14 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! Solflekker 42 14

15 Solflekker opptrer i grupper AST Sola 43 Flekk og fakkel Liten flekkgruppe med fakkelområde Skjematisk bilde av flekkgruppe omgitt av fakkel 44 Solflekk: Magnefteltet bremser konveksjon Mindre varm gass opp: Lavere temperatur 15

16 Magnetfeltets retning endrer seg over tid års syklus for solaktivitet 48 16

17 Magnetfeltet bytter poler over en 11-års periode Etter 22 år er magnetfeltet tilbake der det startet Magnetiske løkker Ladde partikler følger magnetfelt: Kan stenges inne i løkker over aktive områder 50 Solas overflate og atmosfære 17

18 Kromosfæren er ikke en vertikalt ordnet lagdeling, men består av spicules 5000 km høye med levetider inntil 10 min AST Sola 52 Solas korona (synlig ved total solformørkelse) AST Sola 53 Solvinden: Elektrisk ladde partikler (ioner) 18

19 CME: Coronal Mass Ejection Serie av bilder med koronagrafen fra januar 1996 viser hvordan masse fylles inn i en sekk, som så åpner seg når trykket blir for stort gassen kastes da ut i en CME, som gir et stormkast i solvinden Stort CMEevent * * En CME vokser fram på 2½ time Luc Rouppe van der Voort, Michiel van Noort, SST/ITA October

20 Science, December Hvorfor er koronaen så varm? 20