Sola er i seg selv et interessant objekt, samtidig som den gir oss en nøkkel til å forstå andre stjerner. Det viktigste er at sola er nær oss slik at

Sola er i seg selv et interessant objekt, samtidig som den gir oss en nøkkel til å forstå andre stjerner. Det viktigste er at sola er nær oss slik at vi kan vi studere detaljer på overflata. Da lærer vi at man skal være forsiktig med å overforenkle forholdene på stjerner. Mange trekk ved sola kan slett ikke overføres til alle andre stjerner. De første avsnittene om hvordan energien i solas lages og hvordan den transporteres til overflaten, har imidlertid sine klare paralleller hos stjernene. 1

Vi starter med en gjennomgang av sola fra den innerste kjernen til overflaten og til lagene utenfor overflaten. Innerst har vi kjernen. Den strekker seg ut til ca 20% av solas radius og det er her solas energi lages ved at hydrogen fusjonerer til helium. Temperaturen er om lag 15.5 million grader. Både i kjernen og i lagene utafor transporteres energien ved ståling. Inne ved kjernen er bølgelengdene i denne strålingen vesentlig i gamma området, svært kortbølget, fordi temperaturen er så høy. Lenger ute blir strålingen mer langbølget fordi temperaturen synker, men det er fortsatt snakk om røntgenstråling og etter hvert ekstremt kortbølget ultrafiolett stråling. Fotonene beveger seg ikke rett utover i sola. Materien er tett og en strålingspakke går bare en kort avstand før den blir absorbert for så å bli re-emittert i en vilkårlig retning. Fotonene beveger seg altså i en slags sikk-sakk marsj mot overflata. Dermed tar det lang tid, av størrelse 200,000 år, før energien i et gammafoton dannet i kjernen når overflata. På veien blir det opprinnelige fotonet også brutt ned til mange fotoner med lav energi og ender til slutt opp i som synlig lys.. Strålingstransporten fortsetter opp til 0.7 solradius eller 500,000 km fra sentrum. Da overtar konveksjon som transportmekanisme helt opp til noen få hundre kilometer fra overflaten. Energitransport ved stråling fortsetter i tillegg, men konveksjonen er mye mer effektiv når det gjelder å flytte energien mot overflata. Transporttiden for energi gjennom konveksjonslaget som er 200,000 km tykt, er derfor kanskje bare en måned eller kanskje et år. Det vi oppfatter som overflaten i synlig lys kalles fotosfæren. Her ser vi strukturer, granulasjon, som er rester av strømningene lenger nede. Vi har solflekker som er kalde og inneholder sterke magnetfelter. Over den synlig overflaten har vi kromosfæren og lenger ute koronaen. Solas overflate, fotosfæren, har en effektiv temperatur på 5800 K, men i kromosfæren og koronaen er temperaturene hhv. 8000 K og 1,000,000 K. Uventet nok øker temperaturen utover fra overflaten, enda verdensrommet lenger ute er temmelig kaldt. Grunnen til dette antas å være at noe av energien fra sola transporteres som bølger eller vridninger av magnetfelter. Bølgene vil omvandles til varme gjennom friksjon og magnetfeltene vil rette seg ut og dermed tape magnetisk energi som også kan omsettes til varme. Solkoronaen inneholder mange strukturer. Kalde protuberanser med temperatur rundt 8,000-10,000 K, stikker 50,000 km opp i den varme koronaen og kan eksistere der i dager og uker. Løkker av varmere gass, 10,000 K til 500,000 K, når også opp i de samme høyder over solflekker og gassen strømmer med hastigheter på 50-100 km/s langs løkkene. Der er typiske koronastrukturer som streamere og polare plumes. De sistnevnte strekker seg mer enn 20 millioner kilometer ut i rommet fra polarområdene. 2

Her gis verdiene av noen nøkkelstørrelser for sola. Radius og temperatur på overflaten kan være verd å merke seg. Temperaturen er effektiv temperatur, det vil si den temperaturen vi måtte gi et sort legeme dersom det skulle stråle like mye som sola gjør. Mengdefordelingen av grunnstoffene er videre verd å merke seg i grove trekk. Her er gitt prosentvise tall som refererer til antallet atomkjerner av de mest vanlige grunnstoffene. Videre dreier det seg om relative mengder, hyppigheter, slik de er på solas overflate. Tallet for helium er litt usikkert. Det kan være litt høyere, for eksempel 10%, og da med en hydrogenmengde på 90%. Det som står fast er at alle grunnstoffer tyngre enn helium bidrar med bare vel 0.1% av atomkjernene, svarende til om lag 1% av massen. 3

4

La oss tenke oss at vi legger en kule med radius 1 AU i sentrum for sola. Den totale stråling fra sola må da passere gjennom dette kuleskallet. Dersom vi nå måler hvor mye stråling som passerer en kvadratmeter ved jorda så får vi solas totale stråling ved å gange med arealet av den kula vi nettopp nevnte: A AU = 4 π L AU2, der L AU er lengden av 1 AU i meter. Hvordan gjøres målingen av strålingsstrømmen ved jorda, i 1 AU avstand fra sola? Før romferdenes tid var det komplisert. Målingen måtte gjøres fra bakken og lyset ble da delvis absorbert i jordas atmosfære. Absorpsjonen er dessuten forskjellig på de forskjellige bølgelengder og det er også slik at jordatmosfæren ikke slipper igjennom all stråling. Som vi har sett gjelder det bølgelengdene i ultrafiolett og infrarødt (UV og IR). For å korrigere for absorpsjonen i jordas atmosfære målte man strålingen i smale bølgelengdeområder med sola i ulike høyder over horisonten. Dette var det samme som å måle strålingen med ulikt store luftmasser som absorberte den. Deretter ekstrapolerte man til en verdi uten absorpsjon i luft, altså utenfor atmosfæren. Så summerte man opp intensitetene på alle de synlige bølgelengdene og la så til slutt til den strålingen som man mente fantes i UV og IR, men som altså ikke kan registreres på jordas overflate. Alt dette endret seg da det ble mulig å observere med instrumenter i rommet. Nå har man ingen problemer med absorpsjon. Det eneste vanskelige punktet er å sikre at instrumentet, som er utenfor vår direkte kontroll, måler riktig intensitet hele tiden over lange tidsrom. 5

Fra romobservasjoner får vi en målt strålingsfluks ved 1 AU på 1368 W m -2 pluss/ minus omlag 1 W m -2. Variasjonen er reell og avhenger av solas aktivitetsnivå. Nå kan solas totale utstråling slås fast. (Men også tidligere kjente man dette tallet tilnærmelsesvis godt.) Det har vært flere ideer om kilden til solenergien. En tidlig forestilling om at sola var laget av glødende kull gav en levetid for sola på 6000 år før alt var brent opp. Dette stemte bra med den alder Bibelen hadde for verden, med skapelsen ca 4000 år f. Kr. Dersom sola stråler ut energi som lages ved at den trekker seg langsomt sammen, så vil dens levetid være 40 millioner år. Dette tallet har en morsom forhistorie. På siste halvdel av 1800-tallet begynte geologene å skjønne at jordas måtte være nokså gammel. Fra tykkelser av sedimentære bergarter og det de visste om hvor fort sedimentene ble lagt ned anslo de en alder på 200 million år. Den store fysiker William Thompson Lord Kelvin kritiserte dette, fordi det ikke lå en skikkelig fysisk teori bak, bare løsrevet empiri. I stedet foreslo han sammentrekning som den mekanismen som omgjør potensiell gravitasjonsenergi til varme som sola så kunne stråle ut. Han kom fram til en alder for sola på anslagsvis 40 millioner år. Prosessen med gravitasjonssammentrekning kalles for øvrig Kelvin-Helmholtz sammentrekning. Det hører med til historien av Lord Kelvins prestisje var så tung at geologene, i hvert fall en stund, aksepterte hans innvendinger. Tallet 40 millioner år for alderen ble stående et 10-år eller to inn på 1900-tallet. Historien er et godt eksempel på hvordan et sunt teoretisk vitenskaplig resonnement kan føre til et ruskende galt resultat. Det riktige svaret er naturligvis nr 3 fusjon av hydrogen til helium. Denne prosessen gir en alder på sola på 10 milliarder år, som vi nå skal gjøre rede for. 6

Fusjon av hydrogen til helium består i at fire hydrogenkjerner, protoner, går sammen til 1 heliumkjerne, en alfapartikkel Massen av de fire protonene er litt større enn massen av den ene heliumkjernen. Masseforskjellen, Δm, som også kalles massedefekten, er ekvivalent med en energimengde ΔE = Δm c 2, i henhold til Einsteins kjente formel. Her er c lik lyshastigheten. Dette utgjør energien som blir frigjort ved en fusjon som gammafotoner og nøytrinoer. Vi trenger om lag 10 38 fusjoner per sekund for å lage den energien som vi observerer at sola stråler ut. 7

Solas levetid får vi når vi ser på hvor lang tid det tar før alt det hydrogenet som er tilgjengelig i sola, har fusjonert til helium. Da må vi huske at fusjoner bare foregår i kjernen, innenfor de innerst 20% av solradien. Det betyr at bare 10% av solmassen fusjonerer til helium, altså at ε = 0.1. Solas levetid kommer da ut som 10 milliarder år. Siden det er omtrent 5 milliarder år siden sola ble dannet er den om lag halvveis i sitt livsløp. 8

Det finnes flere måter å fusjonere 4 hydrogenkjerner til en heliumkjerne. I sola er den så kalte proton-proton (p-p) kjeden den viktigste. Hovedgrenen i p-p prosessen er vist i figuren. H + H til D + e + +ν e D + H til 3 He + γ 3 He + 3 He til 2H + 4 He To hydrogenkjerner slår seg først sammen til en tung hydrogen kjerne, en deuteriumkjerne D, samtidig som det frigjøres et positivt elektron og et elektron nøytrino. Den tunge hydrogenkjernen kolliderer med et proton og blir til en lett heliumkjerne med 2 protoner og bare ett nøytron i kjernen samt at det sendes ut et gammastrålekvant. Til slutt kolliderer to slike lette heliumkjerner og blir til en vanlig heliumkjerne samt to protoner. Dermed har man at 6 protoner ender opp som en heliumkjerne, to protoner, to gammakvant, to nøytrinoer og to positroner. Positronene vil forsvinne når de reagerer med vanlig materie og resultatet blir enda mer gammastråling. Denne fusjonskjeden er ikke den eneste mulige, men i sola tar den seg av 87% av alle fusjoner. Gammafotonene er opphavet til all elektromagnetisk stråling som sola sender ut. Det andre produktet, elektron-nøytrinoer, er også av stor interesse som vi skal se. 9

Fusjonsprosesser krever at atomkjernene må komme svært nær hverandre under kollisjonen dersom de skal fusjonere. Siden kjernene har samme elektriske ladning vil de frastøte hverandre. De må derfor komme så nær hverandre at den sterke kjernekraften kan ta over og overvinne de kraftige frastøtningskreftene mellom de to kjernene. Den sterke kjernekraften er sterkere enn frastøtningen, men den har en kort rekkevidde, på størrelse med diameteren av en atomkjerne. Skal atomkjernene komme så nær hverandre må de ha en bevegelsesenergi som svarer til en særdeles høy temperatur i gassen. Derfor får man ikke fusjon i en gass som er kaldere ca. 10 millioner grader. Vi trenger også et stort antall kollisjoner for å oppnå den enorme raten av fusjoner som trengs: 1000 milliard fusjoner pr kubikkmeter og sekund. Det betyr mye at temperaturen er høy slik at kollisjoner kommer ofte, men viktig er det også at tettheten er høy. Denne nødvendige kombinasjonen av høy temperatur og tetthet finner vi nettopp i sentrale deler av stjerner. 10

Vi husker at i p-p kjeden ble det laget elektron-nøytrinoer, ν e. Nøytrinoer vekselvirker nesten ikke med annen materie. Det betyr at nøytrinoer fra solas indre kan passere rett ut av sola uten å bli absorbert. Derfor vil styrken av nøytrinostrålingen fra sola måle antallet fusjoner pr sekund i det indre. Dette målte tallet kan så sammenlignes med antallet fusjoner som trengs for å forklare lysstyrken og som må betraktes som nøyaktig bestemt størrelse. Forventet nøytrinofluks fra sola ved jorda er ~ 3 x 10 10 s -1 cm -2. Det går altså 30 milliard nøytrinoer fra sola gjennom tommelfingerneglen til hver og en av oss per sekund! Men vi merker ingen ting av dette fordi så få av nøytrinoene vekselvirker med atomene i kroppen vår. 11

På tross av den lave vekselvirkningen mellom nøytrinoene og annen materie er det mulig å måle nøytrinofluksen fra sola. Dette er gjort med flere ulike instrumenter som bygger på forskjellige prinsipper for påvisning av elektron nøytrinoene. De første målinger ble startet av Ray Davis rundt 1970 og forbausende nok fant han bare ~ 1/3 av det antall elektron-nøytrinoer som må bli blir laget. Forklaringen er ikke at sola har skrudd av energiproduksjonen, men at nøytrinoene veksler mellom 3 mulige typer: elektron-, tau- og my-nøytrinoer. Da blir elektronnøytrinoene som lages i sola, omvandlet til de andre typene på veien til jorda og vi sitter igjen med 1/2 til 1/3 av antallet elektron-nøytrinoer vi venter å måle. Dette er jo akkurat det vi observerer. Tidligere ble dette kalt nøytrinoproblemet, men som vi ser er det ikke lenger noe problem. Det er heller ikke viktig astrofysikk lenger, men derimot er det viktig i fysikken. Nøytrino-oscillasjoner krever at nøytrinoer har masse, noe de ikke skal ha ifølge den så kalte Standardmodellen. Ray Davis fikk for øvrig Nobelprisen i fysikk i 2002. 12

Inne i kjernen og helt ut til 500,000 km fra solsenteret skjer transport av energien, som lages i kjernen, ved stråling. Vi har nevnt hvordan a) de opprinnelige gamma fotonene blir omdannet til et stadig større antall fotoner med lavere energi (stråling med lengre bølgelengde) etter som energien beveger seg mot kjøligere lag på vei utover i sola, og b) hvordan fotonene absorberes og for så å emitteres på ny, med det resultat at energien bruker svært lang tid, flere hundre tusen år, fra den lages i kjernen, til den slipper ut ved solas overflate. I de øverste 200,000 kilometer transporteres energien ved strømninger av gass, konveksjon. Dette er en effektiv måte å flytte energi fra et varmt til et kaldere område og transporten i disse øvre lagene tar derfor kort tid, om lag ett år gjennom konveksjonslaget. Varmeledning er en tredje måte å transportere energi på. Den er ikke viktig i det indre av sola, men virker i den tynne solkoronaen. Vi skal imidlertid ikke si mer om den her. 13

Vi får konveksjon i sola når den blir konvektiv instabil. I en konvektiv instabil gass vil et gasselement som gis en hastighet oppover (mot lavere temperaturer) bare fortsette å stige. Er gassen derimot konvektiv stabil så vil gasselementet kjøles ned og begynne å synke igjen etter en viss tid med bevegelse oppover. Dette er illustrert hhv. til venstre og til høyre i figuren. Konvektiv instabilitet inntrer i lagene fra 500,000 km fra solsenteret og opp til ca 1000 km under overflaten, altså mellom 0.7 og 1.0 solradius. Det betyr at det konvektivt instabile laget i sola er om lag 200,000 km tykt. Instabiliteten skjer fordi temperaturen faller spesielt raskt oppover i disse lagene. Når temperaturen avtar raskt nok, rekker ikke et varmt gasselement på vei oppover å kjøles ned så mye at det blir kaldere, og dermed tettere, enn omgivelsen og kan begynne å synke igjen. 14

Her definerer vi begrepet hydrostatisk likevekt. Hydrostatisk likevekt betyr at vekten av et gasselement motvirkes av forskjellen i trykk-krefter på under- og oversiden av gasselementet slik at gasselementet blir liggende i ro. Derav betegnelsen likevekt. Prinsippet er illustrert i figuren. Trykket øker nedover slik at trykket på undersiden av gasselementet som virker oppover, er større trykket på oversiden som virker nedover. Begrepet kan også formuleres med matematikk og tjene som utgangspunkt for beregninger av gangen med dybden av trykk, temperatur o.a. fysiske parametere i solas indre. Vi skriver da som følger: Hvis arealene over og under gasselementet er like store og lik A og trykket på oversiden er p mens det på undersiden er p+δp så har vi følgende uttrykk for likevekten mellom vekten av gasselementet og differansen i trykk-kreftene: g ρ ΔV = (p+δp) A p A = Δp A = g ρ A Δh eller Δp = g ρ Δh. Her er g tyngdekraften per enhet masse som virker på gasselementet, eller tyngdeakselerasjonen, mens utstrekningen i høyde av gasselementet er Δh og volumet ΔV = A Δh. Det negative fortegnet kommer av at krefter regnes positive oppover. Dette matematisk uttrykket er det grunnleggende utgangspunkt for beregning av modeller for det indre av sola og andre stjerner (og planeter). Ligningen er ikke pensum, men prinsippet må forstås: Gassen er i ro fordi vekten av gasselementet motvirkes av forskjellen i trykk-krefter på under og oversiden av gasselementet. Når gassen er konvektiv instabil har vi i realiteten ikke hydrostatisk likevekt. Men i det indre av stjerner og i de fleste tilfeller er avvikene små fra den modellen man får om man antar likevekt. 15

Med solas overflate forstår vi de lagene vi ser når vi betrakter sola i synlig lys. Disse lagene kalles fotosfæren. Sola har naturligvis ingen overflate i vanlig forstand. I stedet mottar vi stråling fra et gasslag som er et par hundre kilometer tykt. Dette er det område den synlige strålingen kommer fra. Synlig stråling som sendes ut her, slipper stort sett ut av sola. Stråling som sendes ut dypere nede slippes ikke ut men blir absorbert. Her ser vi gangen i temperatur med høyde i fotosfæren og i lagene høyere oppe. Temperaturen i fotosfæren avtar med høyden som man umiddelbart skulle vente. Men på toppen av fotosfærene når den en minimumsverdi på om lag 4600 K. Vi er i temperaturminimumsområdet. Så stiger temperaturen igjen og vi går inn i kromosfæren, et platå som kanskje er 1000-2000 km høyt, og hvor temperaturen er 7-8000 K. Over kromosfæren ligger solkoronaen, med en temperatur på 1-2 million K. Overgangssonen, eller transisjonslaget, er et tynt sjikt hvor temperaturen på noen få titalls kilometer spretter opp fra 10,000 K til 1 million K. Vi har nå gitt standardfremstillingen av forholdene i det vi kaller solas atmosfære. I virkeligheten er det ikke snakk om en ren vertikal lagdeling, med også om betydelige variasjoner horisontalt fra sted til sted. Gassen i fotosfæren er konvektiv stabil. Men likevel har vi, som vi skal se, bevegelser i gassen. Dette er overshoot fra konveksjonslagene lengre nede. Konveksjonsmønstrene på overflaten kalles granulasjon og vi skal nå omtale dette fenomenet nærmere (slides 17-19). 16

Fotosfæren er ikke en pent, vertikalt lagdelt struktur. Vi har en betydelig grad av horisontal variasjon i granulasjonen. Her viser vi et bilde av en liten del av solas overflate, fotosfære, tatt med det svenske solteleskopet på La Palma, Kanariøyene. Dette bildet er blant de beste bilder som noen gang er tatt av granulasjonen på sola. De viser de lyse granulasjonselementene med smale mørke bånd mellom hvert lyst element. I tillegg vises noen sterkt lysende elementer midt i de mørke mellomrommene mellom granuller. Dette er steder hvor gassen er tynn og derfor gjennomsiktig. Man ser rett igjennom den og ned til dypt liggende varme lag i sola. Bildet inneholder også noen små solflekker. 17

I denne skjematisk framstilling av granulasjonen viser vi mønsteret av lyse elementer omkranset av mørkere smale veier eller stier. De lyse elementene, tegnet med grønn farge, er varmere enn de mørke områdene og temperaturforskjellen er 2-300 grader. Vi registrere videre en oppstrømning av gass i de lyse områdene og en nedstrømning i de mørke områdene. Hastighetsforskjellen mellom opp- og nedstrømning er 2-3 km s- 1. Typisk størrelse av de varme elementene er 1200-1500 km og de lever som individuelle strukturer i 5-10 minutter. Dette svarer omtrent til tiden det tar for gassen å bevege seg fra sentrum og ut til kanten av granullene. 18

Foruten den vanlige granulasjonen finnes også strømningsmønstre i overflaten med konveksjonsceller som er vesentlig større. I denne supergranulasjonen har elementene diametre på 20-30,000 km. Gass strømmer opp midt i supergranullen og flyter så horisontalt ut til den møter gass som kommer i motsatt retning fra nabogranuller. Der hvor strømmene møtes, synker gassen ned igjen. De horisontale hastighetene er omtrent 100 m s -1 og igjen svarer levetiden for en supergranull, 30-50 timer, til den tiden det tar for gassen å strømme fra sentrum og ut til kanten av konveksjonselementet. Det er vanskelig ved en direkte måte å påvise strømningen oppover ved, for eksempel, Dopplermålinger. Nedstrømningssonene er markert med sterke magnetfelter. Dette kommer av at den horisontale utstrømningen fra sentrum i en granull drar med seg vertikalt stående magnetfelteter som da blir konsentrert i grensesonen mellom to strømningselementer. Vi skal senere se på strømningsmønstrene i supergranulasjonen slik de ter seg under soloverflata (slide 34). 19

Solflekkene er blant de mest allment kjente og best studerte strukturene på sola. Her vises en gruppe solflekker avbildet med det svenske solteleskopet på La Palma. Det mørke området midt i flekken kalles umbra. Det er mørkt fordi det er kaldere enn omgivelsene. Temperaturene i solflekkumbraer ligger 1500 K under temperaturen i tilsvarende lag i fotosfæren. Rundt umbraen ligger en penumbra. Den er preget av radielle lyse og mørke strukturer. I de mørke strukturene strømmer gass horisontalt ut fra umbraen med hastigheter på noen km per sekund, såkalt Evershedeffekt, som ble oppdaget alt før 1910. Bildet viser også en fotosfære med granulasjon utenfor flekkene. 20

Solflekker starter som små porer. Det er små, isolerte umbraer. Porene kan forsvinne etter noen timer, men de kan også fortsette å øke i størrelse og utvikle seg til flekker og disse igjen til grupper av flekker. Små flekker har enkel struktur, komplekse strukturer utvikles over tid. Som nevnt lever porer kanskje bare i timer, men en stor flekk eller flekkgruppe kan leve i dager og uker. Flekkene ligger i og er del av så kalte aktive områder. Dette er steder hvor magnetfeltet er sterkere enn vanlig i fotosfæren. I fotosfærenivå ser aktiviteten ut som svakt lysende områder med finstruktur de såkalte fakler. 21

Her ser vi øverst et bilde fra det svenske solteleskopet av en liten flekkgruppe med et tilhørende fakkelområde. Dette bildet er tatt i vanlig hvitt lys, altså et bredt område i bølgelengde som ikke isolerer en bestemt spektrallinje, selv om det kan være påvirket av stråling/absorpsjon i slike linjer. Vi ser at faklene har mye finstruktur, strukturer som er små av geometrisk utstrekning. Disse strukturene henger sammen med magnetiske felter som er sterkere rundt flekker enn andre steder. Siden vi har brukt hvitt lys skriver strålingen seg fra forholdsvis dype lag. Observerer vi fakkelområdene i sterke spektrallinjer, så vil vi se et aktivt område, et område med sterk stråling sammenhengende rundt flekkene. Denne strålingen representerer forholdene i kromosfæren over flekkene. Aktive områder er fylt med magnetfelter som spesielt konsentreres i flekkene. Både flekkene og magnetfeltene i en gruppe har en dipolkonfigurasjon, med forskjellig magnetisk polaritet i det vi kan kalle ledeflekk og følgeflekk. Ledeflekk er en stor flekk i gruppen som leder i retningen gitt av solas rotasjon. Nederst har vi skissert situasjonen med et aktivt område som omslutter en lede- og en følgeflekk, som igjen er assosiert med hver sin magnetiske polaritet. 22

De tre første punktene er de samme som de fem punktene i slide 21. Det er nevnt at de aktive områdene er fylte av magnetiske felter. I fotosfæriske lag er disse feltene særlig konsentrert i umbraen til solflekkene. Her måles feltstyrker som typisk når 3000 gauss eller 0.3 Tesla. Til sammenligning kan nevnes at en vanlig hesteskomagnet har en polstyrke på om lag 10 gauss mens en verdien for jordas magnetfelt på overflata er 0.5 gauss. I umbraen står det sterke magnetfeltet loddrett på overflata, mens det i penumbraen stråler mer horisontalt ut. Vi skal nå se hvordan magnetfeltet måles, omtale de magnetiske egenskapene til solflekker og beskrive solaktivitet og forbindelsen til storskala magnetiske felter i sola. 23

Spektrallinjer som dannes i en gass hvor der er et magnetisk felt vil splittes opp i flere komponenter. Dette kalles Zeeman-effekt og er til høyre vist for en spektrallinje som dannes i det sterke magnetfeltet i en solflekk. Oppsplittingen er proporsjonal med magnetfeltstyrken og dette kan vi bruke til å måle det magnetiske feltet. De fleste steder på sola er magnetfeltet mye svakere enn i solflekker og man får ingen klar oppsplitting. Spektrallinjen blir bare bredere. Det er likevel konstruert instrumenter som kan måle solare magnetfelter helt ned til verdier på om lag 5 gauss (0.0005 Tesla) feltstyrke. Et kart av magnetfeltet på solas overflate tatt med et slikt instrument er vist til venstre. De to motsatte polaritetene er avbildet i hhv. svart og hvitt mens enn gråskala angir magnetfeltsstyrken. På den nordlige halvkula ser vi en rekke store aktive områder. Vi skjelner tydelig mellom en ledepolaritet (hvit) som svarer til polariteten i feltet til ledeflekken og en følgepolaritet (svart) forbundet med følgeflekken. Alle ledeflekkene, ledepolaritetene, på nordlig halvkule har samme polaritet. På den sydlig halvkule er det tilsvarende, bare at her er polaritetsforholdet snudd om. Ledepolaritet på nordlig halvkule er den samme som følgepolaritet på sydlig halvkule og omvendt. 24

Polaritetsforholdene på de to halvkulene i nord og sør er tegnet på denne skissen. Men her ser vi også noe annet. De to bildene representerer forholdene med 11 års mellomrom. I bildet til venstre ser vi en nordlig ledepolaritet på nordhalvkula. Men 11 år seinere er denne snudd om til en sydlig ledepolaritet, som vist i bildet til høyre. Etter nok 11 år er vil vi være tilbake til utgangspunktet. Denne variasjonen henger nøye sammen med en annen variasjon, nemlig i antall solflekker og i det generelle nivået av solaktivitet. 25

På den nederst del av figuren ser vi variasjonen i solflekker fra 1880 til i dag. En 11 års periode i variasjonen av antallet flekker er svært merkbar. Det øverste diagrammet viser en annen side ved solflekkvariasjonen. Her er breddegraden for hver solflekk tegnet for den tiden den er tilstede på solskiva. Vi ser at hver ny syklus begynner på bredder rundt 30 grader nord eller sør for ekvator. Etter hvert som tiden går, dannes nye flekker stadig nærmere ekvator ned til en bredde på 5 grader nordlig eller sørlig bredde. Det blir også en viss overlapp i tid mellom sykler. De første flekkene i en syklus dannes på høye bredder samtidig som de siste flekkene i foregående syklus opptrer på lave bredder. 26

Polaritetsvariasjonene sammen med variasjonene i antall solflekker viser at magnetfeltene på sola varierer med en periode på om lag 22 år. En forklaring på eller modell for det som skjer er følgende. Vi starter med et poloidalt magnetfelt på sola. Det er et dipolfelt med poler nær nordlig og sørlig heliografiske pol. Sola roterer ikke like fort på alle bredder. Rotasjonen er raskest ved ekvator og avtar mot polene. Slik differensiell rotasjon hadde vi også på Jupiter. Så husker vi at i en gass som har elektrisk ladede partikler slik tilfellet er i sola, så kan ikke gassen og magnetfeltet bevege seg uavhengig av hverandre. Siden kreftene i solgassen på store dyp er mye sterkere enn de magnetiske kreftene, blir det til at gassen drar magnetfeltet med seg. Da vil den differensielle rotasjonen føre til at magnetfeltet etter hvert tvinnes opp flere ganger rundt sola i gassen under soloverflata. Dette er vist i figurene a og b ovenfor. Feltlinjene vil strekkes ut, de vil ligge tettere sammen, og det er det samme som at tettheten av magnetfeltsfluks øker. Faktisk vil noen av feltlinjene danne s.k. magnetiske fluksrør. Men feltlinjer som kommer sammen vil også frastøte hverandre. De lager et økende magnetisk trykk på tvers av magnetfeltet. Det betyr at gasstrykket inne i og utenfor et rør av magnetiske feltlinjer ikke er det samme. I trykklikevekt må vi ha at gasstrykket inne i røret pluss det magnetiske trykket er lik gasstrykket utafor røret. Derimot er temperaturen den samme inne i og utafor røret, fordi utsending og absorpsjon av stråling utjevner temperaturforskjeller. Men da blir tettheten mindre inne i røret enn utenfor og røret vil bli lettere enn omgivelsene og flyte opp som et trestykke som er dykket ned i vann. (I dette resonnementet må man gjøre bruk av gassloven som sier at trykket i en gass er lik produktet mellom tetthet og temperatur.) Når magnetfeltrøret kommer til overflata bøyer det seg opp i løkker som stikker ut av overflata og danner solflekkgruppene med lede- og følgeflekker, bilde c. Etter hvert brukes feltene opp og sola stiller seg inn på nytt med et dipolfelt som nå har motsatt polaritet fra det som var utgangspunktet 11 år tidligere. Dette forklarer 11-års syklusen i antallet flekker og i magnetisk aktivitet. Det forklarer også polaritetsmønstrene og polaritetsskiftene samt vandringen av flekker mot ekvator etter som tiden går i en syklus. 27

Her ser vi hvordan det tar seg ut når magnetfeltene trenger gjennom overflata. Bildet baserer seg på målinger av magnetfeltet i fotosfæren, altså i solas overflate, sammen med beregninger av hvordan dette magnetfeltet må ta seg ut i kromosfæren og koronaen høyt over fotosfæren. Vi ser dipolmønstrene i overflata og magnetfeltsløkker forankret i disse, som svinger seg til de store høyder. Det finnes nå tidsserier av slike målinger og tilhørende beregninger som har lært oss hva som skjer. Magnetfeltene flyter opp på grunn av oppdriften de har og danner høye løkker når tettheten blir liten. I koronaen er det slik at magnetiske krefter dominerer over gasskreftene, i motsetning til lengre nede. En magnetisk løkke utvikler seg, forenkles, og taper en del energi. De enkelte løkkene blir stadig kortere, og etter ca 40 timer dras magnetfeltene, eller det som er igjen av dem, ned under soloverflata igjen av tensjonskrefter langs de nå svært så krumme magnetfeltrørene. Det er enorme energimengder som er lagret i løkkene. I hver løkke lagres 17,000 TWh (tera = 10 12 ). Det svarere til 100 år med norsk produksjon av elektrisk energi. Og det finnes 1000-vis av slike løkker på soloverflata til enhver tid. 28

Observasjonene av magnetfelter på sola som vi nettopp har referert til er gjort fra SOHO. Solar and Heliospheric Observatory SOHO er et satellittobservatorium som ble skutt opp i desember 1995 og som fremdeles er i drift. Det er et samarbeid mellom ESA den europeiske romfartsorganisasjonen og NASA, med ESA som hovedpartner. Resultatene fra SOHO har revolusjonert vår viten om sola. De 12 instrumentene om bord er i stand til å studere sola fra den innerste kjernen, ut til overflata, og videre ut i heliosfæren til jordas avstand fra sola. Vi skal se på resultater fra instrumenter som ser inn i solas indre, studerer solatmosfærens varme lag over fotosfæren og ser på solas korona og på solvinden. Vi norske deltar i et av de store instrumentene, i Coronal Diagnostic Spectrometer CDS som observerer området mellom fotosfære og korona. På bildet ser vi SOHO satellitten mens den var under bygging. CDS er instrumentet til venstre på satellitten. Det er ca 2 m langt. Hele satellitten er 4.5 m høy. 29

Solas indre er fullt av lydbølger, som lages i overgangen mellom fotosfæren og konveksjonslaget like under. Disse lydbølgene løper gjennom sola og får overflata til å vibrere, omtrent som skinnet på ei stor tromme. Det settes opp millioner av ulike vibrasjonsmønstre i overflata og ved å studere disse kan vi utlede hvordan temperaturen endres med dybden i sola helt inn til kjernen. Vi kan også følge solrotasjonen som funksjon av dybde innover i sola, samt studere strømningsmønstre for konveksjonen i lagene fra overflata og ned til strålingssonen som starter i 200,000 kilometers dybde. Figuren til høyre er et eksempel på ett av de millioner av mønstre som oppstår. Rødt og blått symboliserer et øyeblikksbilde av gass som svinger henholdsvis innover og utover i sola. 30

At lydbølger bærer informasjon om temperatur er ikke overraskende siden lydhastigheten i en gass er proporsjonal med kvadratroten av temperaturen. Disse målingen ble derfor først brukt til å bekrefte at den beregnede modellen av solas indre var korrekt til atskillig bedre enn 1% nøyaktighet. I det videre ser vi på målingen av solas rotasjon i det indre og av strømningene under supergranulasjonen, som kunne utledes fra de samme målingene. Figuren illustrerer hvordan lydbølgene bøyes av - brytes - på grunn av at lydhastigheten i sola varierer med temperatur, og dermed med dybden. Vi ser hvordan grunne bølger avbøyes og kommer til overflaten etter bare en kort distanse under overflaten, mens dype bølger får store deler av overflaten til å svinge i takt. Bølgemønstre med forskjellig størrelse på de deler av overflaten som svinger sammen gir derfor informasjon om ulike dybdelag. 31

Studiet av vibrasjonene i overflata gir også kunnskap om gassens hastighet i det indre, for eksempel om rotasjonshastigheten og hvordan den varierer med dybden. Dette kommer av at man får en liten endring i vibrasjonsfrekvensene ettersom lydbølgene går med eller mot rotasjonsstrømmen, noe som gir en liten frekvenssplitting i hver svingemodus. Bølger som går med strømmen strekkes i bølgelengde. Motstrøms blir bølgene kortere. Dette er ekvivalent med Doppler-effekten. Kartleggingen av rotasjonshastigheten har gitt nye resultater. Vi visste jo fra før at rotasjonen på overflata er differensiell, at ekvatorområdet roterer raskest og at rotasjonshastighetene avtar mot høyere bredder. Målingen viser at rotasjonen er differensiell også i konveksjonslaget, ned til 0.7 solradier fra solas sentrum. Videre er rotasjonsraten konstant langs en radius vektor fra like under overflaten og videre nedover. Rotasjonshastigheten er altså den samme for konstant bredde. Dette resultatet er helt nytt og var i motstrid til det som tidligere var forutsagt teoretisk. Men så, i overgangen fra konveksjonssonen til den stabile strålingssonen lengre nede, endres dette. I strålingssonen har vi bare en rotasjonshastighet. Denne indre delen av sola roter altså som et stivt legeme. Den brå overgangen i rotasjonshastighet ved overgangen mellom strålings- og konveksjonssone gjør at man nå mener at det er i disse overgangslagene vi finner den dynamomekanismen som lager solas magnetfelt. 32

Data fra vibrasjonene kan også brukes til å finne strømningsmønstrene i supergranulasjonen under solas overflate. Her viste det seg at strømningselementene var mye grunnere (flatere) enn antatt. Vanlig teori antok at dybden (tykkelsen) av et konveksjonselement er 1/3 av diameteren. Med en diameter på 25000 km skulle dette gi dybder på 8000 km mens det som observeres er 2000 km for elementene i supergranulasjonen. Dette kunne tyde på at teorien for konveksjon var heller dårlig forstått. Like overraskende var det kanskje at områdene for nedstrømning der celler støter sammen, fortsetter helt ned til bunnen av konveksjonslaget 200,000 km lenger nede. 33

SOHO har brukt CDS til å studere aktive områder. Det viser seg at over aktive områder er gassen stengt inne i magnetiske løkker som inneholder gass ved alle temperaturer mellom 10,000 K og 1,000,000 K. Løkkenes eksistens var kjent fra før, men man visste ikke at de var så samlokaliserte på alle temperaturer. Gassen i disse løkkene er meget dynamisk og strømmer med supersoniske hastigheter, 20-100 km s -1 langs magnetfeltene som lager løkken,. Videre varierer lysutsendelse og hastighet raskt. En stor løkke, 50,000 km høy, kan komme og gå på under 10 minutter. Det kan være greit å påpeke at dette bildet av overgangssonen ikke stemmer med det standard bildet vi ga i slide 16. Løkkene i aktive soner er et hovedområde for studier her i Oslo. Det var vi som oppdaget hvor dynamiske løkkene er. 34

Her kan det være på sin plass å skyte inn at heller ikke kromosfæren er en vertikalt velordnet lagdeling. Den består av elementer i form av gasstunger som stikker opp i koronaen, så kalte spicules. Disse flammetungene, som vi ser best på solranda, er typisk 5000 km høye og har levetider rundt 10 minutter. Gassen strømmer oppover i disse strukturene. 35

SOHO har også koronagraf om bord. Dette er et instrument spesielt laget for å observere solas korona, den svakt lysende og varme gassen som strekker seg flere solradier ut fra sola. For å registrere lyset fra koronaen må man skygge for lyset fra solskiva som stråler en milliard ganger sterkere enn koronaen. Da setter man opp en skive, noe større enn solskiva, inne i teleskopet, slik at den skygger for det sterke lyset. Dersom man kan unngå refleksjoner og lyslekkasjer så vil nå solkoronaen kunne sees, slik som i dette bildet. Skiva midt i bildet er den som stenger ute lys fra solas fotosfære. Den hvite ringen tegnet på skiva indikerer solas størrelse. Skiva stikker altså godt utenfor solranda. De lysende vingene til hver side er streamere. Det er kjempestore strukturer hvor koronagassen er innesluttet i magnetfelter og tettheten er større enn i resten av koronaen. De sees på denne måten når vi er nær minimum i solaktiviteten. Vi ser også de polare plumes, radielle strukturer ut fra polområdene som går til kanten av bildet ved 8 solradier eller 5 million km fra solsenteret, men som strekker seg enda mye lengre ut. Til venstre (nesten i retning klokka 21) ser vi en komet på vei inn mot sola. Komethalen strekker seg langt bakover. Denne kometen kolliderte med sola og kom aldri fram på andre siden. Det er til nå observert langt over flere hundre slike kometer med SOHO. De fleste tilhører den samme familie og kommer fra et moderobjekt som splittet seg for over 1600 år siden. 36

Denne serien av bilder tatt med koronagrafen i januar 1996 viser hvordan masse fylles inn i en magnetisk begrenset sekk, som så åpner seg når trykket blir for stort. Gassen kastes da ut i en Coronal Mass Ejection, en CME, som gir et stormkast i solvinden. Et viktig resultat fra SOHO har vært kartlegging av CME er som bidrar til solvinden og solstormene. Disse solstormene som igjen forårsaker magnetiske forstyrrelser på jorda og kan påvirke vårt livsmiljø. Solstormer har for eksempel vært årsak til store strømutkoblinger og problemer for radiokommunikasjon. SOHOs oppdagelser her har fostret et stort NASA program for overvåking av sola og CME er i fremtiden. For øvrig kan man merke seg at dato for observasjonen er 15 januar 1996. Det var 2½ måned før SOHO offisielt startet sin virksomhet. 37

Her ser vi en stor CME. På det første bilde er det ennå ingen ting å se utenfor en avstand om lag 1.5 million km fra sola. 2½ time seinere er kanten av gassen fra masseutsendelsen nådd en avstand på 21 million km fra sola. Det sterkt lysende objektet nede til venstre er en planet, trolig Venus, som er på vei gjennom synsfeltet. Vi ser også plumene som stikker ut fra polområdene på sola. 38

Til slutt tar vi med et bilde tatt i 1999 fra satellitten TRACE som viser en løkke over et aktivt område i strålingen fra en gass ved 100,000 K. Oppløsningen er langt bedre enn noe SOHO presterer. Dette er fremtiden for solobservasjoner fra rommet. 39

40