Solen: Her er alt, du skal vide om vores verdens omdrejningspunkt

Den er forudsætning for alt liv på Jorden og enevældig hersker over nat og dag. Den er det mildest talt uundværlige omdrejningspunkt i vores verden: Solen.

Solen er det centrum, som alle andre objekter i solsystemet kredser om. Den er en ganske almindelig stjerne – den er bare meget tættere på Jorden end alle de andre stjerner.

For astronomer betyder det, at de kan studere den meget mere detaljeret. Solen er dermed af stor betydning for vores forståelse af stjerners struktur og udvikling. For os mennesker og alt andet liv på Jorden betyder det, at vi kan leve her på planeten.

Solen er dermed ikke blot omdrejningspunkt for solsystemet, men også for denne artikel.

Solens mærkelige atmosfære

Solen er en kugle af gas uden nogen fast overflade.

Det lys, vi modtager fra Solen, stammer overvejende fra et lag med en tykkelse på nogle få hundrede kilometer, som kaldes fotosfæren.

Det er den nedre del af Solens atmosfære, hvor temperaturen er cirka 5.700 grader kelvin (5.500 celsius).

Over fotosfæren ligger kromosfæren, som er noget koldere, cirka 4.000 grader celsius, med en skarp overgang til Solens ydre atmosfære, koronaen. Her er temperaturen på flere millioner celsius.

Disse ydre lag af Solens atmosfære kan vi studere med specielle instrumenter både fra Jordens overflade og fra satellitter.

Koronaen kan vi se ved de sjældne totale solformørkelser, hvor Månen dækker for den stærkt lysende fotosfære.

Stoffet i Solen

Solen består overvejende af brint og helium. Grundstoffer, der er tungere end helium, udgør cirka 20 gram af hvert kilo solstof.

På grund af de høje temperatur er stoffet overvejende ioniseret, hvilket vil sige, at atomerne har mistet mange af, eller alle, deres elektroner.

Det gør det meget nemmere at beskrive stoffets egenskaber end for en klippeplanet som Jorden (se faktaboks længere nede).

Stof, der består af elektrisk ladede partikler, kaldes en plasma.

Her svarer bevægelser af stoffet til elektriske strømme, der kan genere eller vekselvirke med elektriske og magnetiske felter. Det er vigtigt for dannelsen af de stærke magnetfelter, der viser sig som solpletter på Solens overflade, og som er årsagen til voldsomme udbrud fra Solen.

Solen er én stor fusionsreaktor

Solens energi bliver produceret i de inderste 20 procent af Solens radius.

Her er temperaturen er så høj (10-15 millioner Kelvin), at fire kerner af brint kan smelte sammen til en heliumkerne under frigivelse af store mængder af energi.

Denne proces kaldes fusion, hvilket du kan læse mere om i sidehistorien under artiklen.

Tilsvarende processer er basis for de fusionsreaktorer, som man er ved at udvikle til produktion af energi på Jorden.

Det er en langsom proces: For en given brintkerne går der typisk nogle milliarder år, inden den indgår i en reaktion. Men fordi Solens masse er så høj, er den samlede energiproduktion alligevel enorm.

I det indre af Solen bliver energien transporteret mod Solens overflade ved stråling.

Det foregår ved at lyspartikler (fotoner) bliver udsendt og absorberet af atomerne i stoffet. Tætheden af stoffet i Solen er så høj, at fotonerne kun bevæger sig nogle få millimeter ad gangen, inden de bliver absorberet og genudsendt.

I de ydre 28 procent af Solens radius er absorptionen af lyset så kraftig, at energitransport ved stråling ikke er tiltrækkelig til at flytte den voldsomme mængde energi, der produceres i kernen.

Her tager konvektion over – det vil sige gasbevægelser, hvor varm gas stiger til vejrs og frigiver noget af deres varme, og den koldere gas synker ned.

Disse gasbevægelser kan ses i Solens atmosfære som granulationen (se foto herunder).

I atmosfæren falder tætheden kraftigt og fotonerne kan bevæge sig frit, som det sollys vi modtager på Jorden.

Når en stjerne bliver født

Som andre stjerner er Solen dannet ved, at en sky af støv og gas i rummet mellem stjernerne er begyndt at trække sig sammen. Det er måske sat i gang af en nærtliggende supernova-eksplosion.

I Solens tilfælde skete det for cirka 4,6 milliarder år siden.

Under sammentrækningen blev skyens oprindelige langsomme rotation hurtigere og hurtigere, på sammen måde som en skøjteløber roterer hurtigere, når de trækker armene ind til kroppen.

I de centrale dele af skyen dannede sammentrækningen begyndelsen til Solen, mens resten af skyen på grund af centrifugalkraften i den hurtige rotation dannede en skive omkring den nydannede Sol.

De indre dele af skiven blev bremset af indre gnidning og tilførte fortsat stof til Solen.

Sammenklumpning af stof i skiven førte gradvist til dannelsen af de planeter, vi nu ser i solsystemet. Resterne af skiven blev blæst ud i de ydre dele af solsystemet, i den såkaldte Oort-sky.

Oort-skyen er stadig oprindelsessted for kometer. De bliver dannet, når banen for et objekt i skyen bliver forstyrret, så objektet falder ind mod de indre dele af solsystemet.

Temperaturen i de tidlige stadier af Solen var i begyndelsen for lav til energiproduktion ved kernereaktioner, men der blev frigivet tyngde-energi på grund af sammentrækningen (se faktaboks lidt længere nede).

Halvdelen af denne energi gik til at varme stoffet i Solen op, mens den anden halvdel blev udstrålet.

Denne fase af Solens udvikling var relativt kortvarig, cirka 30 millioner år, og fortsatte indtil kernereaktionerne ved brint-fusion gik i gang.

Herved stoppede sammentrækningen, og Solen var etableret som en nydannet stjerne omgivet af sit planetsystem.

Solens vokseværk kan ikke ses på Jorden

Den efterfølgende udvikling, over de næste 10 milliarder år, skyldes den gradvise omdannelse af brint til helium gennem fusionsprocesserne i Solens centrum.

Da et helium-atom fylder mindre end fire brintatomer, sker der en gradvis sammentrækning af de centrale dele af Solen, mens dens overfladeradius vokser. Hvorfor det sker, har vi dog endnu ikke noget klart svar på.

Sammentrækningen øger temperaturen i Solens indre og dermed energiproduktion og Solens energiudstråling.

Resultatet er, at Solen nu lyser omtrent 25 procent kraftigere, end da den blev dannet.

Man skulle tro, at så stor en ændring i energiudstråling og dermed opvarmning af Jorden ville forårsage voldsomme ændringer af klimaet på Jorden over denne periode.

Simple modeller af Jordens klima indikerer, at Jorden, med den oprindelige lavere solindstråling, skulle have været dækket af is.

Det er dog i modstrid med geologiske fund. De indikerer, at der var flydende vand på Jorden for cirka fire milliarder år siden, mens de første tegn på liv er omkring 3,7 milliarder år gamle.

Med mindre der er problemer med vores forståelse af Solens udvikling, må der være effekter i Jordens klima, der har modvirket ændringen i Solens udstråling.

En mulig forklaring kunne være, at sammensætningen af Jordens atmosfære har været anderledes på en måde, så drivhuseffekten har været mere effektiv tidligere i Jordens historie.

Solen lyser mere og mere

Væksten i Solens lysstyrke vil fortsætte i de kommende millioner af år, efterhånden som brinten bliver brugt op i Solens centrum.

Om en milliard år vil den formodentlig nå et punkt, hvor ændringer i Jordens atmosfære ikke længere kan kompensere for stigningen. Dermed vil vi få en dramatisk global opvarmning, til et punkt hvor verdenshavene fordamper, og Jorden bliver ubeboelig for næsten alt liv.

Om cirka 4,8 milliarder år vil brinten være helt opbrugt i Solens centrum, og dermed får Solen en kerne af helium.

Brintfusionen vil dog fortsætte i en skal omkring denne kerne, der derfor vokser i masse, men trækker sig sammen i radius.

Til gengæld vokser Solens radius og lysstyrke voldsomt, samtidig med at overfladetemperaturen aftager: Solen bliver dermed en rød kæmpestjerne, med en radius og lysstyrke på henholdsvis 190 og 2.500 gange de nuværende værdier. På det tidspunkt vil både Merkur og Venus være opslugt af Solen.

Jordens overflade vil på det tidspunkt være forvandlet til et lavahav.

Nye fusionsprocesser

Når temperaturen i helium-kernen når 100 millioner grader celsius, antændes fusion af tre heliumkerner til en kulstofkerne, der senere kan smelte sammen med endnu en heliumkerne til ilt (se sidehistorie i bunden af artiklen).

Det får de centrale dele af stjernen til at udvide sig, og de ydre lag til at trække sig sammen.

Når helium er opbrugt i midten af stjernen følger en kompliceret udvikling. Her udvider de ydre dele af stjernen sig igen voldsomt, måske helt op til en størrelse, hvor Jorden bliver opslugt.

Som afslutning på udviklingen taber stjernen de ydre lag, der over nogle tusind år kan ses som en såkaldt planetarisk tåge.

De centrale dele af stjernen bliver tilbage som en meget kompakt stjerne: en såkaldt hvid dværg på størrelse med Jorden. Den er oprindeligt ekstremt varm, men over de næste mange milliarder år, bliver den afkølet gradvist.

Hvor ved vi alt det her fra?

I modsætning til andre stjerner – og i modsætning til, hvad man måske skulle tro – er det relativt nemt at bestemme Solens overordnede egenskaber (se faktaboks).

Ud fra Solens udstrækning på himlen og den kendte afstand fra Jorden kan Solens diameter bestemmes.

Solens masse kan bestemmes ud fra planeternes, inklusive Jordens, bevægelser omkring Solen, givet vores viden om tyngdekraften.

Solens samlede energiudstråling kan bestemmes ud fra, hvor meget energi Jorden modtager per kvadratmeter, hvis vi går ud fra at udstrålingen er den samme i alle retninger.

Endelig kan vi beregne solsystemets og dermed også Solens alder ved at analysere indholdet af radioaktive grundstoffer i meteoritter.

Indholdet af radioaktive grundstoffer ændrer sig over karakteristiske tidsskalaer, de såkaldte halveringstider.

Ved at se på detaljer i grundstofindholdet i meteoritter kan vi derfor beregne, hvor lang tid der er gået, siden grundstofferne blev samlet i mineralerne i meteoritterne – det vil sige tiden siden solsystemets og Solens dannelse.

De forskellige grundstoffers fingeraftryk i lyset

Et meget vigtigt aspekt af Solens egenskaber er grundstofsammensætningen af stoffet i Solen.

Som nævnt består Solen overvejende af brint og helium, men forekomsten af de øvrige tungere grundstoffer er afgørende for, hvordan solstoffet vekselvirker med strålingen – og dermed hvordan energien bliver transporteret fra de centrale dele til overfladen.

Heldigvis efterlader de forskellige grundstoffer ’fingeraftryk’ i lyset fra Solen.

Forskellige atomer i Solens atmosfære absorberer lys ved bestemte, karakteristiske bølgelængder.

Det reducerer lysintensiteten ved disse bølgelængder i en grad, der kan bruges til at bestemme af forekomsten af det pågældende grundstof.

Ved at analysere disse såkaldte spektrallinjer kan man derfor identificere forekomsten af grundstoffer i Solen og beregne, hvor meget der er af hvert grundstof.

Det viser relativt store mængder af kul, kvælstof og ilt, men også jern spiller en stor rolle.

Faktisk kan vi finde stort set alle stabile grundstoffer, som vi kender fra Jorden, i Solen.

Solens svært tilgængelige indre

At få viden om Solens indre struktur, og hvordan den har udviklet sig, er mere kompliceret.

Det lys, vi observerer, kommer fra de ydre lag af Solen og siger ikke noget direkte om forholdene i dens indre. Meget af vores viden er derfor baseret på modeller af Solens indre.

Udgangspunktet er, at de fysiske love, vi kender fra vores laboratorier, gælder alle steder i universet, inklusive i Solen. Det kan vi bruge til at beskrive sammenhængen mellem forskellige størrelser med ligninger og beskrivelser af stoffets egenskaber, og hvordan det vekselvirker med strålingen.

Et vigtigt eksempel er en ligning, der beskriver, hvordan variationen i trykket balancer tyngdekraften, så Solen hverken kollapser eller eksploderer.

Disse ligninger kan kodes i store computerprogrammer, der beregner, hvordan forskellige størrelser, for eksempel tryk, massefylde og temperatur, varierer med afstanden til Solens centrum (se de tre grafer).

Detaljerne i beregningerne er for komplicerede til at beskrive her, men de kan studeres i denne store oversigtsartikel.

Det er basis for den struktur, der vist på Figur 1 (skematisk figur af Solens tre lag/zoner).

I beregningerne indgår også, hvor hurtigt brint smelter sammen til helium i Solens centrale dele, og dermed hvordan Solen udvikler sig fra den tidlige fase, hvor brintfusionen går i gang.

Andre stjerner gør os klogere på vores egen

Solens udvikling sker over milliarder af år. Det er jo er alt for langsomt til, at vi kan studere de ændringer, der sker.

For at studere udviklingen kan vi i stedet sammenholde vores modeller med observationer af andre stjerner med nogenlunde samme masse som Solen, men med forskellig alder.

Det bekræfter i store træk Solens tidligere og kommende levnedsløb: Fra dannelsen i gasskyer mellem stjernerne, gennem den nuværende fase med central brintfusion til de sene stadier som kæmpestor rød kæmpestjerne og endelig som hvid dværg.

Meget tyder altså på, at vi har en overordnet rimelig forståelse af Solens og andre stjerners udvikling.

Kan vi stole på modellerne?

Ikke desto mindre er brugen af numeriske modeller en betydelig usikkerhed. De giver en forsimplet beskrivelse af de meget komplekse forhold i Solens indre.

Desuden er der altid usikkerheder i numeriske modeller. Det kender vi blandt andet også fra de modeller af Jordens atmosfære, der benyttes til vejrforudsigelser.

Modellerne er tilpasset Solens globale egenskaber som masse, radius og energiudsendelse ved Solens alder, så disse observationer kan ikke bruges til at bekræfte modellernes resultater. Der er brug for mere direkte information om forholdene i Solens indre.

Vi har to typer af observationer, der kan give denne information.

Brintfusionen i Solens centrale dele producerer enorme mængder af neutrinoer. Det er en speciel type elementarpartikler, der har en meget lav masse og ekstremt ringe sandsynlighed for at vekselvirke med stoffet i Solen.

Det betyder, at de uhindret undslipper Solen og blandt andet rammer Jorden. Faktisk bliver hver kvadratcentimeter på Jorden passeret af cirka 10 milliarder neutrinoer i sekundet.

Med så kraftig en neutrinostrøm er det muligt at detektere dem med meget store detektorer, på trods af den ringe sandsynlighed for reaktioner.

De første neutrino-målinger er fra omkring 1970. Her målte man faktisk et antal neutrinoer og bekræftede dermed, at der er kernereaktioner i Solen.

Det målte antal var dog væsentlig lavere, med omkring en faktor tre, end forudsigelserne fra den tids solmodeller. Det tydede på, at der var væsentlige problemer med modellerne.

Solskælv

Parallelt med neutrino-observationerne blev en helt anden teknik udviklet til at studere Solens indre.

Grundlaget for den nye teknik var opdagelsen af regelmæssige svingninger af stoffet i Solens atmosfære.

De blev identificeret som resultatet af lydbølger, der udbreder sig gennem Solen, på samme måde som seismiske bølger fra jordskælv udbreder sig gennem Jorden.

Og på samme måde som seismologer på Jorden kan bruge observation af bølgerne til at studere Jordens indre, kan de observerede bølger bruges til at studere Solens indre.

Det er blevet til et helt forskningsfelt, der hedder helioseismologi.

Gennem store observationsprojekter fra jordoverfladen og fra satellitter i rummet udviklede dette forskningsfelt sig gennem 1980’erne og 90’erne.

Helioseismologi nåede dermed til et stadium, hvor man med stor nøjagtighed kunne bestemme strukturen af Solens indre. Denne struktur kan repræsenteres ved hjælp af lydhastigheden, og den stemmer ganske godt overens med modellerne.

Det var et stærkt tegn på, at problemet med neutrino-observationerne ikke skyldtes fejl i solmodellerne.

Det har vist sig, at der ikke blot er én, men tre forskellige typer af neutrinoer.

Tilmed har det vist sig, at cirka to tredjedele af de neutrinoer, der produceres i Solen, undervejs til Jorden ændrer sig til to andre typer neutrinoer, som de oprindelige observationer ikke var følsomme over for, men som senere er blevet observeret.

Solens rotation

Et andet vigtigt emne er bestemmelse af Solens indre rotation.

Observation af Solens overflade viser, at omløbstiden varierer alt efter, hvor man er på Solen: Ækvator roterer for eksempel hurtigere end de højere breddegrader.

Givet at Solen er en kugle af gas og ikke et fast legeme, er denne variation ikke så mærkelig. Men det rejser spørgsmålet om, hvordan den er kommet i stand, og om hvordan rotationen varierer i Solens indre.

Det sidste kan vi også bestemme ved hjælp af helioseismologi:

Konvektionszonen, hvor energien bliver transporteret af gasbevægelser (se Figur 2 med granulation på Solens overflade), roterer nogenlunde som overfladen, mens de dybere lag roterer med nogenlunde fast omløbstid.

Årsagen til dette rotationsmønster er derimod endnu ikke fuldt forstået.

Videre, videre, videre

Vi har fået meget (måske endda lidt overvældende meget) viden om Solen beskrevet i denne artikel.

Den viden er opbygget gennem en meget stor indsats fra mange forskere gennem udvikling af nye observationer og teoretiske modeller.

Med helioseismologi har vi bestemt forholdene i store dele af Solens indre med ganske høj nøjagtighed, og vores modeller er i rimelig overensstemmelse med disse målinger. Gennem modellerne kan vi følge Solens udvikling fra dens dannelse og frem til afslutningen af dens liv, og resultaterne er bekræftet af observationer af andre stjerner.

Vi ved derfor med stor sikkerhed, at Solen om flere hundrede millioner af år vil udsende så meget energi, at liv på Jorden bliver svært eller umuligt – og at der endda er mulighed for, at Jorden vil blive opslugt af Solen.

På trods af vores store viden, er det nu sådan i forskning, at man aldrig bliver helt færdig.

Resultaterne af vores undersøgelser afslører altid nye spørgsmål, som kræver yderligere undersøgelser. Selv små forskelle mellem modeller og observationer kan afsløre fundamentale problemer med vores forståelse.

I Solens tilfælde passer modellerne som nævnt rimelig godt med observationerne. Men der er forskelle, der er meget større end usikkerhederne i observationerne, og som viser, at der er behov for forbedringer i vores forståelse af Solens indre.

Med observationernes meget store nøjagtighed kan vi bruge resultaterne til en forbedret beskrivelse af egenskaberne ved stof under de ekstreme forhold, der hersker inde i Solen.

Det er blandt andet noget, jeg arbejder med.

En sol blandt uendeligt mange sole

Og så er der alle de andre stjerner. I de seneste 10-15 år har vi fået observationer af svingninger, svarende til Solens, for et stort antal stjerner, som danner basis for asteroseismiske undersøgelser af stjernerne.

Specielt vigtige har været resultater fra NASA’s Kepler- og TESS-missioner.

Observationerne er langt fra så detaljerede som for Solen, men de omfatter en lang række forskellige stjerner, fra unge stjerner til røde kæmpestjerner og hvide dværge, så vi kan studere alle udviklingsfaser.

Arbejdet med disse data er også en meget væsentlig del af min forskning. Vi får flere data fra ESA’s PLATO-mission, med opsendelse i 2026, så for mig er det bestemt alt for tidligt at lægge forskningen på hylden.