Solcyklus 24 lader stadig vente på sig, og nu er vi ved at have ventet så lang tid, at solforskere er begyndt alt tale åbent om muligheden for, at Solen måske er på vej ind i et længerevarende minimum.
Jeg har tidligere beskrevet, hvilke konsekvenser et sådan længerevarende minimum kunne få for klimaet på Jorden i blogindlægget, Mission Imposible.
I dette indlæg vil jeg se nærmere på, hvordan vi kan forbedre vores modeller for Solens cyklus (der også går under betegnelsen Sol-dynamomodeller), således at modellerne bliver i stand til at forklare situationer, som den vi oplever nu, hvor Solen insisterer på ikke at starte sin 24. cyklus. Håbet må så være, at vi en dag bliver i stand til at lave forudsigelser for Solens cyklus, der faktisk holder vand.
Er Solen en typisk stjerne?
For det meste antager vi, at Solen er en typisk stjerne, men faktisk er det kun omkring 10 % af alle stjerner i vores galakse, der vejer lige så meget som eller mere end Solen.
Når det kommer til stjernecyklusser, kan det på den anden side godt se ud som om, at Solen er en typisk stjerne. Faktisk lidt for typisk til, at vi kan bruge den til at få en grundlæggende forståelse af stjernernes dynamoer. Forklaring følger…
Hvordan virker en dynamo?
For at forstå hvordan en dynamo virker, må man først forstå to ting. At stjerner som Solen har differentiel rotation, og at den energi, der dannes via fusionsprocesser i stjernernes kerner, bliver transporteret ud til stjernernes overflader – enten vha. stråling eller konvektion.
Differentiel rotation
Solen og andre sol-lignende stjerner roterer ikke som et stift legeme. Dvs. at forskellige steder på Solens overflade og Solens indre ikke roterer med samme hastighed.
Således kan vi ved at observere pletter på Solens overflade se, at pletterne langs Solens ækvator tager ca. 25 dage om at rotere en gang rundt om Solen, mens pletterne tæt på polerne tager ca. 35 dage om at rotere en gang rundt om Solen.
Vha. studiet i Solens indre og dennes svingninger (helioseismologi) har man også fundet ud af, at forskellige lag i Solens indre roterer med forskellige hastigheder. Specie lt har man fundet ud af, at der er meget store ændringer i Solens rotationshastighed ved toppen og bunden af Solens konvektionszone.
Stråling og konvektion
Dette bringer os videre til de to slags måder at transportere energi på i Solen, nemlig i form af stråling og konvektion. I den indre del af Solen, hvor temperaturen når op på fantastiske 15 millioner grader, bliver energien transporteret vha. stråling.
Lidt på samme måde, som man kan mærke strålingsvarmen fra et lejrbål, når man sidder ved det. I de ydre lag (for Solen udgør de ydre lag ca. 30 % af dens radius) falder temperaturen så kraftigt, at energien fra Solens indre kan transporteres vha. konvektion.
Konvektion er det, der foregår i en gryde med buldrende kogende vand, hvor varmen skal transporteres fra bunden af gryden op til toppen af gryden.
Man regner med, at de områder i Solen, hvor energien transporteres vha. stråling, roterer nogenlunde som et stift legeme (men vi er ikke helt sikre), mens der som sagt er meget store forskelle i rotationshastigheden forskellige steder i Solens konvektionszone, og der er specielt meget store ændringer i Solen rotationshastighed i toppen og bunden af konvektionszonen.
Og et magnetfelt
Det er disse store ændringer i rotationshastigheden, der sammen med Solens magnetfelt skaber Solens dynamo – altså skaber Solens cyklus.
Problemet er, at forskerne ikke rigtig kan blive enige om, hvorvidt Solens dynamo skabes af de store ændringer i rotationshastigheden i toppen eller bunden af konvektionszonen, hvilket der måske er en rigtig god grund til.
Andre sol-ligende stjerne har også cyklusser
Man har fra Mount Wilson-observatoriet i USA gennem de sidste 40 år observeret lidt over 100 sol-ligende stjerner for at se, om de viste tegn på cyklusser lige som dem, vi ser i Solen. I dag kender vi derfor et sted mellem 25 og 30 sol-ligende stjerner med tydelige cyklusser.
Disse stjerner deler sig i to grupper. En gruppe, der viser et meget højt niveau af aktivitet på deres overflader (dvs. at de har mange pletter og fakler på deres overflade), og en gruppe med lav aktivitet.
For den aktive gruppe gælder der, at stjernerne i løbet af en cyklus roterer ca. 300 gange rundt om sig selv, mens stjernerne i den inaktive gruppe kun når at rotere ca. 100 gange rundt om sig selv i løbet af den tid, det tager dem at gennemleve en cyklus.
Problemet er nu, at selv om de stjerner, man har observeret fra Mount Wilson-observatoriet, alle befinder sig i enten den aktive eller den inaktive gruppe, så befinder Solen sig lige midt imellem. Solen når nemlig at rotere ca. 150 gange rundt om sig selv på de ca. 11 år, det tager for Solen at bevæge sig gennem sin cyklus.
Ung og aktiv, gammel og…
En mulig forklaring på, hvorfor de stjerner, man har observeret ved Mount Wilson-observatoriet, deler sig i en aktiv og en inaktiv gruppe, og hvorfor Solen ikke synes at tilhøre nogle af grupperne, lyder, som følger: Unge stjerner starter ud med at rotere meget hurtigt rundt om sig selv og med at være meget aktive.
Dette betyder, at disse stjerne sandsynligvis vil opleve de største ændringer i deres rotationshastighed i toppen af deres konvektionszone, og det vil derfor være herfra, at dynamoerne i disse stjerner er drevet.
Jo ældre stjernerne bliver, jo langsommere vil de rotere rundt om sig selv. Endvidere vil deres konvektionszoner vokse en smule, og dette vil alt i alt betyde, at disse stjerner vil have de største ændringer i deres rotationshastighed i bunden af deres konvektionszoner og ikke i toppen.
Dynamoerne i disse stjerner vil derfor være drevet fra bunden af deres konvektionszoner.
Solen, en for typisk stjerne
Solen derimod, der befinder sig mellem den aktive og den inaktive gruppe, vil ud fra denne forklaring have en dynamo, der bliver drevet både fra toppen og bunden af dens konvektionszone.
Heri findes måske forklaringen på, hvorfor det er så svært for os at forstå, hvordan Solens dynamo præcis fungerer.
Fordi Solen ikke har en simpel dynamo som andre stjerner, der bliver drevet enten fra toppen eller bunden af deres konvektionszone, men i stedet har en ret kompliceret dynamo, der bliver drevet både fra toppen og bunden af dens konvektionszone.
Med andre ord bliver vi – for at få en grundliggende forståelse af Solens dynamo – nødt til at studere dynamoer i andre sol-lignende stjerner.
På den anden side betyder Solens komplicerede dynamo, at den dag, hvor vi har forstået, hvordan Solens dynamo fungerer, så vil vi have mulighed for at studere dynamoer, der er drevet både i toppen og bunden af konventionszonen i vores egen Sol.
Er forklaringen rigtig?
Selv om denne forklaring i mine ører lyder meget plausibel, og selv om den er fremsat af en af de mest anerkendte astrofysikere i verden, så betyder det jo ikke, at den er rigtig.
Heldigvis er der mulighed for, at vi kan teste den med de målinger, som vi vil modtage fra Kepler-satellitten (og forhåbentlig SONG).
Denne mulighed ligger i, at vi med asteroseismologi kan lave to meget vigtige målinger. Vi kan måle dybden af konvektionszonerne, og vi kan måle differentiel rotation i stjernerne.
Godt nok kan vi ikke måle differentiel rotation lige så præcist, som vi kan i Solen, da vi ikke er i stand til at tage detaljerede billeder af stjerners overflade, men kun kan måle den totale mængde lys, som stjernerne udsendte (eller middelhastigheden af deres overflade for observationer med SONG).
Derfor vil vi ikke være i stand til at lave et detaljeret kort over rotationshastigheden i stjernernes indre, som vi kan for Solen (se figuren ovenfor).
Dog er det rimeligt at forvendte, at vi vha. asteroseismologi vil være i stand til at svare på et simpelt spørgsmål som: Er ændringerne i stjernernes rotationshastighed størst i toppen eller bunden af deres konvektionzone?
En forklaring på, hvordan vi præcist kan gøre dette med asteroseismologi, må vente til en kommende blog…
Denne artikel er oprindeligt publiceret som et blogindlæg.
