juni 24, 2021

Nettnord.no

Næringsnett Nord-Troms

Anatomy of Our Sun

Vitenskapen er enkel: solens anatomi

Anatomi av solen vår. Kreditt: ESA

Senter

Det er her solen genererer sin energi. Kjernetemperaturen er rundt 15 millioner grader. Celsius. Dette, kombinert med det enorme trykket og tettheten av plasma de tvinger hydrogenkjerner til å smelte sammen, og skaper helium og frigjør store mengder energi i prosessen. Hvert sekund konverterer solen fire millioner tonn materie til energi på denne måten, og starter en langsom reise til overflaten.

Strålingssone

Dette er laget over kjernen. Selv om det ikke er så tett som kjernen, er plasmaet fortsatt så tett pakket i strålingssonen at konveksjon ikke kan finne sted. I stedet diffunderer energien som dannes i kjernen sakte gjennom plasmaet. Det tar omtrent 170 000 år for fotoner å passere gjennom strålingssonen: fotoner beveger seg med lysets hastighet, men kan bare bevege seg noen få millimeter av gangen før de blir absorbert av en atom og deretter utstedt på nytt i alle retninger. I den øvre delen av området svever temperaturen rundt to millioner grader Celsius. Ved basen, ved siden av solens kjerne, er temperaturen rundt syv millioner grader Celsius.

Konveksjonssone

Det ligger mellom den dypeste strålingssonen og fotosfæren. Konveksjonssonen er 200.000 km dyp. Mens det øvre laget har samme temperatur som fotosfæren (mellom 4500-6000 grader Celsius), når basen til konveksjonssonen to millioner grader Celsius. Plasmaet ved bunnen av området varmes raskt opp. Dette gjør det flytende og stiger derfor raskt, og skaper et turbulent konveksjonsmønster, snarere som en gryte med kokende vann, bare 200 000 km dyp og omgir hele solen.

Tacocline

Dette er grensen mellom konvektivssonen og strålingssonen. Under takoklinen roterer solen som en solid kropp. Over den roterer solen med forskjellige hastigheter, avhengig av breddegrad. Endringen i rotasjonshastighet gjennom takoklinen er veldig rask, og dette resulterer i skjærkrefter som antas å være viktige for å skape magnetfeltene som fører til solflekker.

READ  Jupiter er større enn noen stjerner, så hvorfor fikk vi ikke en ny sol?

Fotosfær

Dette er den synlige “overflaten” av solen. Nesten all solstråling sendes ut fra dette tynne laget med flere 100 km tykkelse, som ligger ved den øvre grensen for konveksjonssonen. Det er der energien som genereres i kjernen endelig kan bevege seg fritt gjennom rommet. Temperaturen på fotosfæren varierer fra sted til sted, men er mellom 4500 og 6000 grader Celsius.

Stemning

Dette er laget over fotosfæren, hvor plasmadensiteten faller dramatisk. Generelt er kromosfæren omtrent 1000-2000 kilometer tykk, med en temperatur som stiger fra rundt 4000 til rundt 25 000 grader Celsius. Kromosfæriske gasspiraler, kjent som spicules, kan nå en høyde på 10.000 km.

Overgangsregion

Dette er et tynt, uregelmessig lag som skiller den relativt kule kromosfæren fra den mye varmere koronaen. På den andre siden av overgangssonen stiger temperaturen på solplasmaet til nesten en million grader Celsius. Mens konveksjonssonen og delvis også solfotosfæren domineres av strømninger som er i stand til å bevege regioner med sterk magnetisk strømning, blir overgangsregionen og koronaen dominert av magnetfeltet som tvinger plasmaet til å bevege seg overveiende langs langs feltet linjer.

Krone

Dette er den ytre atmosfæren til solen, og den strekker seg millioner av kilometer inn i verdensrommet. Det er lettest å se i løpet av en total solformørkelse. Plasmaet i koronaen er ekstremt varmt ved over en million grader Celsius, men det er veldig sjeldent. Tettheten er vanligvis bare en milliarddel av tettheten til fotosfæren. Solvinden stammer fra koronaen.

Fremtredende

Dette er store strukturer, ofte tusenvis av kilometer lange. De består av sammenfiltrede magnetfeltlinjer som holder tette konsentrasjoner av solplasma suspendert over solens overflate og tar ofte form av løkker som buer seg fra kromosfæren. De kan vedvare i flere uker eller til og med måneder.

READ  NASAs rakettoppskyting av Wallops er nå planlagt til tirsdag kveld - CBS Boston

Solbluss

Dette er en plutselig frigjøring av energi. Vanligvis opprettes en bluss når magnetfeltlinjene som utgjør solflekker raskt forvandles til mer stabile konfigurasjoner. Dette er litt som et strukket gummistrikk som bryter og frigjør all lagret energi når det klikker tilbake på plass. Energien som frigjøres av solbluss påvirker sterkt oppførselen til solvinden.

Solflekker

Dette er midlertidige trekk ved fotosfæren. De ser ut som mørke flekker mot den lyseste delen av fotosfæren fordi de er omtrent 1000 grader kjøligere og derfor ikke avgir like mye lys. De er forårsaket av magnetfelt som passerer gjennom solens fotosfære og kjøler ned gassen der. Solflekker kan være fra noen titalls kilometer i diameter til mer enn 150.000 km.

Granulering

Dette er konvektive mønstre som forekommer i fotosfæren. Hvert granulat er omtrent 1000 km bredt og består av varmt plasma som stiger i sentrum. Når det frigjør energi i rommet, avkjøles plasmaet, noe som får det til å strømme nedover sidene av granulatet og synke tilbake i fotosfæren. De individuelle granulatene vedvarer i omtrent 20 minutter, etter at disse nye har utviklet seg på litt forskjellige steder.

Koronale masseutkast

Dette er store utbrudd av milliarder tonn plasma og magnetfelt fra solkoronaen. De reiser fra solen med hastigheter på hundrevis til tusenvis av kilometer i sekundet, og hvis de sendes ut på jordens vei, kan de skape geomagnetiske stormer.