Et øjebliksbillede af vores dynamiske sol

De fleste danskere har hørt om ”Solvognen”, et eksempel på hvordan bronzealderfolket har æret solen og dens daglige gang over himlen. Dengang beskrev de ikke verden omkring dem ved hjælp af  naturviden-skabelige love og forstod ikke de fysiske principper, der styrer solens og planeternes gang over himmelhvælvet.

I stedet fandt de forklaringer på solens og andre astronomiske objekters fremtoning og baner hen over himlen ved at inddrage hellige dyr med specielle egenskaber eller redskaber og begreber fra deres egen dagligdag.

I dag ser vi tilbage på dette med et smil på læben og konstaterer, at vi ved meget bedre. Men hvor meget ved den typiske dansker egentlig om solen?

Ved du f.eks. at solen er en typisk midaldrende dværgstjerne med en alder på omkring 5 milliarder år? At lyset der udsendes fra solens overflade – fotosfæren – stammer fra et lille område i centrum af solen og har brugt omkring 200.000 år på at komme ud til overfladen?

At solen har et magnetfelt der oscillerer så den magnetiske nord- og sydpol bytter plads to gange i løbet af en periode på ca. 22 år. At solens ydre atmosfære, koronaen, op til flere gange om dagen oplever store eksplosioner der frigiver, set med jordisk målestok, utroligt store energimængder over områder, der er mange gange større end Jorden?

Eller er solen for dig bare det gule objekt på himlen, som giver os lys, varme og lange, dejlige sommeraftener?

Dynamisk plasma

Vores svar på disse spørgsmål afhænger naturligvis af den enkelte person. Men set fra en plasma-fysikers synspunkt er solen et helt unikt objekt.

Dens placering, astronomisk set, tæt på Jorden gør det muligt at følge mange forskellige plasmafænomener i solens atmosfære på tæt hold. Samtidig har det vist sig, at de dynamiske karakteristika i plasmafænomenerne gør det muligt at gennemføre detaljerede observationer af både den rumlige og tidslige udvikling.

Endelig skal det nævnes, at det fysiske parameterrum som, solen repræsenterer, er mere ekstremt end det, der kan frembringes i jordiske laboratorier.

Derfor, ved at kombinere viden fra laboratorieforsøg og teoretiske modeller med observationer af solfænomener, er det muligt at udbygge vores fysiske forståelse af dynamiske plasmaer.

På længere sigt er en bedre forståelse af solens dynamik vigtig for at opnå en forståelse af lignende fænomener på andre stjerner. Viden der efterfølgende kan bruges ved fortolkningen af andre eksotiske fænomener i universet.

Jordens atmosfære er kun transparent for elektromagnetisk stråling i det synlige frekvensområde og visse radiobølger. Historisk set har det visuelle vindue altid været det mest benyttede, og der er i dag udviklet højteknologiske sol-teleskoper, der benytter den nyeste teknologi for at opnå så gode observationer som overhovedet muligt.

I denne proces hører det Svenske Sol-Teleskop (SST) på La Palma til et af verdens absolut bedste. For at opnå den teoretiske opløsning for et teleskop benyttes både adaptiv optik til at korrigere for de perturbationer, bølgefronten udsættes for pga. turbulensen i jordens atmosfære og realtimeudvælgelse af det bedste billede inden for et givet kort tidsinterval.

På grund af den høje rumopløsning viser SST's observationer utroligt dynamiske detaljer, både i konvektionsområder og solpletter som det ikke tidligere har været muligt at observere i andet end enkelte heldige billeder.

Varme og kolde gasser

Den energi, solen udsender, skabes ved fusionsprocesser i kerneområdet. Herfra transporteres den frie energi på forskellige måder ud mod fotosfæren, hvorfra omkring 99 % af energien udsendes i form af synligt lys.

I de yderste ca. 200.000 km af solen foregår energitransporten ved hjælp af konvektion. Konvektion er en kombination af varm gas, der stiger op mod fotosfæren og kold gas, der synker ind mod kerneområdet.

I fotosfæren afkøles den varme plasma ved at udsende synligt lys. Det får plasmaen til at trække sig sammen og blive tungere. Tyngdekraften trækker derfor mere i den kolde gas end i den varme og får den til at synke ned mod bunden af konvektionszonen.

Strukturen og hastigheden af den varme og kolde gas er meget forskellige. Den varme gas fylder det meste af volumen i konvektionszonen og bevæger sig derfor kun langsomt opad, medens den kolde gas koncentreres i tynde kanaler, hvor den med høj hastighed bevæger sig ned mod konvektionzonens bund.

I fotosfæren giver energitabet anledning til et karakteristisk bevægelses- og temperaturmønster bestående af celler i forskellig størrelse.

De lettest genkendelige er de mindste der har en diameter på typisk 700 km. Cellerne har lyse centre, hvor den varme gas stiger op, omgivet af mørke kanaler, hvor den kolde gas koncentreres og transporteres hen mod ”hjørner”, hvor flere celler mødes. I disse hjørner dannes hvirvelstrømme, hvor den kolde gas indfanges og starter på sin vej ind i solen igen. Cellernes levetid er typisk 7 minutter, så mønsteret i fotosfæren ændrer hele tiden karakter.

Konvektionzonens turbulente bevægelser er med til at generere nye magnetfelter med forskellige styrke- og længdeskalaer gennem en dynamoproces, der folder og strækker magnetfeltet igen og igen.

Hvis solen ikke havde magnetfelter, ville konvektionens mønstre fylde hele overfladen. Men der hvor fotosfæren gennembrydes af stærke magnetfeltskoncentrationer forhindres dette mønster.

Magnetfeltskoncentrationer findes i størrelser fra 50-100 km. og op til 50.000 km. i diameter. Specielt de store koncentrationer, solpletter, er lette at se og udviser en utrolig rigdom på detaljer.

Læs også om Solpletter og Spektrallinier >>

Af lektor Klaus Galsgaard, Niels Bohr institutet.

Emner