AST1010 En kosmisk reise Forelesning 12: Sola
I dag Hva består Sola av? Hvor får den energien fra? Hvordan er Sola bygd opp? + solflekker, utbrudd, solvind og andre rariteter
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 hnp://www.wag.caltech.edu/home/jsu/thesis/node3
Kalde deler av Sola (10 000 K og lavere): Mest nøytralt hydrogen 0 C=273.16 K
Varme deler av Sola (over 10 000 K): Mest ionisert hydrogen (plasma) hnp://www.plasma.inp
Varme deler av Sola (over 10 000 K): Mest ionisert hydrogen (plasma) hnp://www.wag.caltech.edu/home/jsu/thesis/node3
O v e r f l a t e n
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: 333 000 jordmasser! (1/3 million) Tyngdekra` ved overflaten: 28 ganger jordens (en person på 100 kg vil føle seg 2,8 tonn tung) Overflatetemperatur: 5 770 K Roterer rundt sin egen akse på lin over 25 dager (lin forskjellig avhengig av breddegraden)
Hvordan produserer Sola energi? 1800- tallet: Gravitasjon? Oppvarming når tyngdekra`en får gass cl å kollapse Men bare nok energi cl noen ctalls millioner år I dag vet vi at Solas levecd er ca. 10 milliarder år
hnps://youtu.be/w1zq4jbv3- Y
Fusjon: 4 hydrogenkjerner à 1 heliumkjerne Å sende to protoner (hydrogenkjerner) mot hverandre er ikke nok Begge har posicv ladning frastøter hverandre
Fusjon: 4 hydrogenkjerner à 1 heliumkjerne Men: Ved svært høye hascgheter kommer de nært nok cl at den sterke kjernekra`en overvinner frastøtningen Energi frigjøres!
Fusjon: Proton- proton- kjeden (PP- kjeden) SluTprodukt 1: Heliumkjerne 17
SluTprodukt 2: Nøytrinoer (mer om disse sener 18
SluTprodukt 3: Positroner ( e + + e Energi) SluTproduktene veier mindre enn 4 H- kjerner! 19
Vi har mindre masse enn da vi begynte Masse à energi: E=m c 2 (fotoner) 20
DeTe 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
Fusjon begynte da temperaturen og gasstrykket ble høyt nok (gravitasjonskollaps) Selv om gravitasjonsenergi ikke driver Solen, var det dete som startet prosessen
Lysstyrke: 3.86 x 10 26 W
Denne effekten (energi/\d: W = joule/sekund) spres u over et stort areal før den når Jorden AST1010 - Sola 24
Variasjoner gjennom sola Mer He, mindre H i kjernen
Kjernetemperatur: 15.6 millioner K Svært høy tethet i kjernen
Utenfor kjernen: Strålingssonen Et foton bruker 200 000 år ut \l neste lag
Hvorfor 200 000 år i strålingssonen? Høy tenhet Ionisert plasma Dvs. mange frie elektroner Fotoner kolliderer le, med frie elektroner Meget kort vei mellom hver kollisjon
Hydrosta\sk likevekt I strålingssonen er gassen i likevekt Gassen vil helst falle innover pga. tyngdekra`en Men trykket (gass+stråling) er større lenger inn mot kjernen Trykkforskjellen presser derfor gassen utover Likevekt mellom disse kre`ene
Fusjon og nøytrinoer AST1010 - Sola 30
Nøytrinodetektor AST1010 - Sola 31
Nøytrinoproblemet Målinger: Kun 1/3 av forventet antall elektron- nøytrinoer 2/3 endret type?l muon- /tau- nøytrinoer underveis Bare mulig dersom nøytrinoer har masse! 32
Konveksjon: Ikke i hydrodynamisk likevekt Ustabilt: Varm gass utvider seg, s\ger opp
Ustabilt: Kaldere gass trekker seg sammen og synker innover i solen Konveksjon inntreffer når temperaturen endrer seg langsomt nok med høyden
Plasmaet rekker å s\ge helt \l overflaten før det blir kaldere enn omgivelsene og synker igjen
(I strålingssonen er temperaturendringene bratere à oppretholder hydrosta\sk likevekt)
Konveksjon er effek\v energitransport! Strålingssone: Konveksjonssone: 200 000 år Måneder
hnps://youtu.be/6w8u9yzzxnm
Granulasjon: Konveksjon på overflaten
Solens overflate Ingen fast overflate (i likhet med gassplanetene) Definisjon av overflaten: Der gassen sluner å være gjennomsikcg (sen utenfra) Hvor gjennomsikcg gassen er kommer an på bølgelengden (fargen) cl lyset Solens størrelse endrer seg når vi ser med et annet fargefilter!
Solflekker 42
Solflekker opptrer i grupper AST1010 - Sola 43
Flekk og fakkel Liten flekkgruppe med fakkelområde Skjemacsk bilde av flekk- gruppe omgin av fakkel 44
Solflekk: Magnefeltet bremser konveksjon Mindre varm gass opp: Lavere temperatur
hnps://youtu.be/kusis9sfl0w
Magnegeltets retning endrer seg over \d 47
11- års syklus for solak\vitet 48
Magnegeltet byter poler over en 11- års periode ETer 22 år er magnegeltet \lbake der det startet
Magne\ske løkker Ladde par?kler følge magneeelt: Kan stenges inne i løkker over ak?ve områder 50
Solas overflate og atmosfære
Kromosfæren er ikke en verckalt ordnet lagdeling, men består av spicules 5000 km høye med levecder inncl 10 min AST1010 - Sola 52
Solas korona (synlig ved total solformørkelse) AST1010 - Sola 53
Solvinden: Elektrisk ladde par\kler (ioner)
CME: Coronal Mass Ejec\on 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 CME- event * * En CME vokser fram på 2½?me
Luc Rouppe van der Voort, Michiel van Noort, SST/ITA October 4 2005
Science, December 7 2007 www.vapor.ucar.edu
.
Hvorfor er koronaen så varm?