Vår livgivende sol

Sola sender en sterk strøm av elektrisk ladde partikler ut i verdensrommet; solvinden. Hastigheten er typisk 300-500 km/s når partiklene passerer jorda, men den kan være helt oppe i over 800 km/s i "stormbygene" ved spesielt sterk solaktivitet. Endringer i solvinden påvirker jordas magnetfelt og pumper energi inn i strålingsbeltene. I tillegg vil ultrafiolett lys og røntgenstråling fra kraftige eksplosjoner på sola varme opp jordas øvre atmosfære.

Solvinden og sterke utbrudd av røntgenstråling påvirker satellittbaner og kan skade både astronauter og måleinstrumenter ombord i satellitter. Derfor reduseres bemannede romferder betydelig nær solflekkmaksimum. Forstyrrelser i jordas magnetfelt har for øvrig gitt kraftige utladninger som har skadet elektriske instrumenter og slått ut kraftforsyning og radiokommunikasjon over store områder her på jorda. Med vår stadig økende avhengighet av satellitter til kommunikasjon, værmelding, navigasjon etc. er det viktig å kunne forutse kraftig solaktivitet slik at instrumenter og folk kan beskyttes.

Sola er den eneste stjernen som vi kan studere på nært hold. Den er derfor nøkkelen til vår forståelse av andre stjerner. Vi kjenner solas alder, radius, masse og lysstyrke, og har tilegnet oss betydelig kunnskap om dens indre og dens atmosfære. Dette er kunnskap som er helt avgjørende for vår forståelse av andre stjerner og hvordan de utvikler seg. Men det er fremdeles en rekke ting med sola som vi ikke skjønner så mye av.

Sola produserer enorme mengder energi ved å omdanne hydrogen til helium ved kjernefusjon. Dette kan vi gjøre her på jorda også, men vi er foreløpig ikke i stand til å gjøre det på en kontrollert måte slik at vi kan bruke dette til å produsere energi til kommersielt bruk. Observasjoner av sola er derfor helt avgjørende for vår forståelse av kjernereaksjoner og av hvordan ekstremt varm gass oppfører seg i sterke magnetfelter. Sola er derfor et verdifullt laboratorium for fysikere.

Solas indre deles gjerne inn i fire soner. Innenfra og utover finner vi :

- Kjernen
- Strålingssonen
- Overgangssonen
- Konveksjonssonen

Vi skal nå beskrive hver av disse sonene relativt grundig.

Kjernen er den delen av sola hvor hydrogen omdannes til helium. Dette krever temperaturer på ca. 7 millioner grader eller mer og svært høy tetthet og trykk fordi 4 hydrogenkjerner (protoner) må kollidere med så høy energi at de sterke frastøtende kreftene mellom de positivt ladde hydrogenkjernene overvinnes. De fire hydrogenkjernene smelter da sammen til en heliumkjerne (to protoner og to nøytroner) samtidig som diverse mindre atompartikler dannes og energi frigjøres. En av disse partikkeltypene er nøytrinoer. Et av solfysikkens virkelig store mysterier er at vi registrerer bare omlag 1/3 av det antallet nøytrinoer som i følge teorien skal dannes. Ingen av de mange forsøkene på å endre modellene for hva som skjer inne i sola har gitt en lav nok produksjon av nøytrinoer. Det er uvisst om dette betyr at vi etter hvert må revurdere helt grunnleggende prinsipper innen deler av fysikken.

Hvert sekund omdannes ca. 700 millioner tonn hydrogen til 695 millioner tonn helium og 5 millioner tonn energi i form av gammastråling (g -stråling) som er elektromagnetisk stråling av den ekstremt energirike sorten. Etter hvert som denne energien beveger seg utover mot overflaten, blir den hele tiden fanget inn (absorbert) og sendt ut på nytt (re-emittert) ved stadig lavere temperaturer. Når energien kommer helt ut til overflaten er det meste av gammastrålingen omdannet til synlig lys som er stråling med langt lavere energi enn gammastråling.

Solas energiproduksjon er så stor at vi her ute ved jorda, ca. 150 millioner km unna, mottar hele 1 368 W/m². En pappskive med sidekanter på 1 meter som holdes med den flate siden mot sola rett utenfor jordas atmosfære mottar altså nesten like mye energi fra sola som det en 1 500 W kokeplate eller panelovn avgir. Nede ved jordoverflaten er energien noe mindre, ca. 1 000 W/m², fordi jordas atmosfære plukker opp en god del av energien. Det er kanskje enda lettere å fatte solas enorme energiproduksjon når vi nevner at sola sender ut like mye energi hvert sekund (!) som det hele jorda mottar totalt i løpet av ca. 700 år !!!

Man skulle tro at sola raskt gikk tom for brennstoff (hydrogen) siden den produserer så enormt mye energi. Men det gjør den ikke. Til det er solas masse altfor stor. Man mener faktisk at sola ble dannet for ca. 4 600 millioner år siden, og at den har hydrogenreserver til å brenne omtrent like lenge til. Og selv da er bare de innerste delene av sola omdannet til helium. Mot slutten av sitt liv vil sola øke i størrelse fordi energiutstrålingen omtrent dobles. Den vil trolig kaste av seg de ytre delene på en relativt fredelig måte og ende opp som en planetarisk tåke.

I sentrum av sola er det drøyt 15 millioner grader, og tettheten er ca. 150 kg/liter stoff (150 ganger så tungt som vann). Kjernen strekker seg ca. 175 000 km utover fra sentrum av sola. Dette tilsvarer ca. 14 jord-diametre og utgjør ca. 25% av solas radius. Her er temperaturen sunket til ca. 7 millioner grader, og tettheten til ca. 20 kg/liter.

Utenfor kjernen kommer strålingssonen som strekker seg ut til ca. 70% av solradien. Temperaturen og tettheten er ca. 7 millioner grader og ca. 20 kg/liter innerst i strålingssonen. Ytterst har temperaturen og tettheten falt til ca. 2 millioner grader og 2 kg/liter.

I strålingssonen er det for kaldt til at kjernereaksjoner kan finne sted, men fremdeles så varmt at alle grunnstoffer foreligger som atomkjerner helt uten elektroner. Så lenge temperaturen er så høy at atomkjernene ikke klarer å fange inn elektroner er gassen relativt gjennomsiktig for stråling. Dette gjør at energien som produseres i kjernen i alt vesentlig transporteres ved stråling gjennom denne sonen. Det er også derfor sonen har fått navnet strålingssonen. Energitransporten skjer, som tidligere nevnt, ved at ekstremt energirikt lys beveger seg i rommet mellom partiklene fra varmere til kaldere områder. Tettheten i kjernen og i strålingssonen er imidlertid så stor at selv om lyset beveger seg med den enorme lyshastigheten (300 000 km/sek), så støter fotonene mot så mange partikler at det tar ca. 1 million år (!) fra de dannes ved kjernereaksjoner i kjernen til de når solas overflate.

Når gassen blir så "kjølig" som ca. 2 millioner grader begynner atomkjernene på fange inn elektroner. Dette gjør at gassen blir mye mindre gjennomsiktig for stråling. Resultatet er at stråling ikke klarer å transportere nok energi videre utover mot overflaten. Dette området, hvor andre transportmekanismer overtar, definerer slutten på strålingssonen og starten på overgangssonen. Men først skal vi si litt om konveksjonssonen som er helt ytterst.

Denne sonen utgjør en ca. 200 000 km tykk sone helt ytterst. Sonen dekker 20-30% av solradien. Nederst i sonen er temperaturen ca. 2 millioner grader, mens den er ca. 5 700° C ved overflaten. Tettheten er henholdsvis 0.2 kg/liter (1/5 av vann) nederst og kun 1/10 000 av luft øverst.

I denne sonen er altså temperaturen så "lav" at atomkjernene begynner å fange inn elektroner. Nok energi kan da ikke lenger transporteres utover ved stråling. I stedet transporteres energien utover mot overflaten ved at store mengder varm gass strømmer raskt oppover mot overflaten fordi varm gass er lettere enn kald gass. Den varme gassen blir straks erstattet med kjøligere og tyngre gass som synker nedover fra de ytre delene av sola. Slik transport av varme ved fysisk forflytning av gass eller væske til områder med en annen temperatur kalles på fagspråket konvektiv varmetransport. De konvektive gasstrømningene på sola er svært kraftige og kompliserte. På soloverflaten ser vi dem som granulasjoner og supergranulasjoner som vi snart kommer tilbake til.

Det er ingen skarp overgang mellom strålingssonen og konveksjonssonen. Derfor har man innført en overgangssone som dekker ca. 10% av solradien mellom de to. De vertikale gasstrømningene nedover i denne sonen avtar fra de store hastighetene som er typiske for konveksjonssonen til null ved overgangen til strålingssonen, og snus til rask strømning oppover igjen. I tillegg er det kraftige endringer i også i de horisontale hastighetene. Vi kan derfor betrakte overgangssonen som den nederste delen av konveksjonssonen.

Den synlige delen av solskiven kalles fotosfæren. Vi kaller den gjerne solas overflate selv om den slett ikke er en skarpt avgrenset overflate slik vi er vant til fra jorda. I stedet ser vi et 100-500 km dypt/tykt sjikt. Dette er så tynt at det ser ut som en knivskarp grense når vi ser på kanten av sola fra jorda (husk å bruke et trygt solfilter eller projeksjonsmetoden som beskrevet i Corona nr. 1/00). Fotosfæren har en typisk temperatur på 5500-5700° C.

Vi kan se en rekke fenomener på selve soloverflaten. De mest iøynefallende fenomenene som er synlige når vi observerer med filtre som slipper igjennom vanlig hvitt lys er solflekker, fakler/flares og granulasjoner/supergranulasjoner.

Den såkalte randfordunklingen er et interessant fenomen. Dersom vi ser nøye etter, oppdager vi nemlig at randen av solskiven ser noe mørkere ut enn sentrum. Dette kommer av at vi ser rett ned på fotosfæren midt på sola, mens vi observerer gjennom et noe tykkere lag av litt kaldere gass like over fotosfæren når vi betrakter randen. Det blir på mange måter det samme som når vi ser sola gå ned i horisonten. Den ser da mye svakere ut enn når den står høyt på himmelen fordi jordas atmosfære "stjeler" mye mer av lyset når solstrålene går gjennom et tykt lag med atmosfære. På samme måte "stjeler" solatmosfæren noe lys fra randen av sola.

Solflekker er områder som er 1000-1500° C kjøligere enn mesteparten av soloverflaten ellers. Temperaturen i solflekkene er høy nok til at gassen lyser med et intenst, blendende lys. Grunnen til at de allikevel ser mørke ut er at resten av soloverflaten lyser omtrent dobbelt så sterkt. Det er rett og slett en kontrasteffekt som gjør at vi oppfatter dem som mørke. Innerst i flekken finner vi umbraen som er mørkest. Utenfor denne har vi ofte en penumbra (halvskygge). Bildet viser en stor solflekk med penumbra til høyre og flere små flekker uten penumbra. Alle de små lyse cellene med mørke kanter er granulasjoner (se nedenfor).

Solflekker ble først observert i 1610 når Galileo Galilei som den første rettet et teleskop mot sola. Daglige observasjoner av solflekker startet ved observatoriet i Zurich i 1749, mens man først 100 år senere, fra 1849, hadde fått nok observatorier som observerte sola til at man fikk kontinuerlige observasjoner.

Solflekker er områder hvor svært sterke magnetsløyfer bryter gjennom soloverflaten. Synlige flekker overlever gjerne fra noen timer (små flekker) til dager og uker. En sjelden gang kan en stor flekk overleve noen måneder. Solflekker kan opptre alene, men vi finner dem ofte i grupper. En typisk gruppe består av to hovedflekker og omtrent 10 flekker totalt. Den ledende flekken (den av de to hovedflekkene som ligger i solas rotasjonsretning) finner vi gjerne litt nærmere solekvator enn den etterfølgende hovedflekken.

De to hovedflekkene i en gruppe har motsatt polaritet; den ene er magnetisk sørpol og den andre er magnetisk nordpol. På den motsatte siden av solas ekvator er magnetfeltene snudd om slik at dersom de ledende flekkene på den sørlige halvkulen er magnetiske nordpoler, så er de ledende flekkene på den nordlige halvkulen magnetiske sørpoler. Polariteten snus når en ny solflekksyklus (se nedenfor) starter slik at ledende flekker på den nordlige halvkulen blir magnetiske nordpoler i neste syklus dersom de var magnetiske sørpoler i inneværende syklus.

Solflekkene bevegelse fra dag til dag avslører at solas rotasjon ikke er lik ved ulike bredder. Vi finner at rotasjonshastigheten er :

• ca. 25 døgn ved solas ekvator.
• ca. 33 døgn ved 70° nord eller sør.
• ca. 36 døgn ved polene.

Inne i kjernen og i strålingssonen er rotasjonen ca. 27 døgn for alle breddegrader fordi tettheten er så stor her at kjernen roterer som et stivt legeme. Det skjer store endringer i denne rotasjonen spesielt i overgangssonen hvor mye av solas magnetfelt dannes som vist på figuren under "Overgangssonen".

Solflekkaktiviteten er et mål på antall solflekker som hele tiden finnes på sola. Høyt tall betyr mange solflekker. Man bruker ulike metoder for å beregne dette tallet. En enkel metode ble beskrevet i Corona nr. 1/00. En mer avansert metode er beskrevet i en egen artikkel et annet sted i dette nummeret. Det er gjerne gjennomsnittsverdier for hele måneder som brukes. Antallet solflekker kan nemlig variere sterkt fra et område på sola til et annet. Gjennomsnittet for hele måneder gir derfor et godt bilde av aktiviteten fordi sola på denne tiden har gjort omtrent en full rotasjon. Vi har derfor sett alle deler av sola en gang. Husk også på at jorda beveger seg rundt sola. Denne bevegelsen er i samme retning som sola roterer. I løpet av 30 dager flytter jorda seg ca. 15° . Derfor må sola rotere ca. 375° , og ikke 360° , før vi ser samme del av sola igjen her fra jorda. Dette betyr at vi må legge ca. to døgn til de tallene som vi har oppgitt for solrotasjonen ovenfor for å få effektiv rotasjonstid sett fra jorda.

Antall solflekker varierer sterkt over en syklus på ca. 11 år. En solflekksyklus starter ved minimum hvor det er nesten ingen flekker slik som det er vist for 1996/1997 på denne figuren. Så dannes det noen få små flekker ca. 35° nord og syd for ekvator. Antall flekker øker deretter raskt i antall samtidig som de i gjennomsnitt blir større og dannes stadig nærmere solas ekvator. Sonen med flekker blir også bredere. Ved maksimum dekker solflekkene inntil 2-3 prosent av soloverflaten. Etter maksimum fortsetter flekkene å dannes stadig nærmere ekvator samtidig som aktiviteten gradvis dør ut. Kurven merket "perdicted sunspot number" viser det antallet solflekker som er beregnet som det mest sannsynlige. De glatte kurvene på hver side av denne indikerer usikkerheten i beregningen. Kurven merket "sunspot data" viser det antallet solflekker som faktisk er blitt observert i fra 1995 til januar 2000. Figuren er hentet fra NASA’s intenett sider på http://science.nasa.gov/headlines/y2000/ast22mar_1m.htm

Vi ser av figuren ovenfor at antall solflekker kan variere raskt. I tillegg varierer antallet en god del fra en syklus til en annen. Dette ser vi f.eks. fra figuren nedenfor som viser antall prosent av den synlige soloverflaten som har vært dekket av solflekker i de siste 175 årene. Høye, vertikale streker er ensbetydende med stor solflekkaktivitet.

Legg merke til at det har vært spesielt sterke maksimum de siste 50-75 årene. Enkelte har ut fra historiske data foreslått at antall solflekker ved maksimum varierer syklisk med en periode på ca. 200 år.

Fakler er områder på sola som lyser vesentlig sterkere enn resten av overflaten. De er lettest å se nær randen av sola fordi solskiven ellers er litt mørkere her pga. randfordunklingen (se ovenfor). Vi ser dem som tynne, uregelmessige "streker" mot de mørke omgivelsene som vist på dette bildet. Faklene dannes gjerne i områder hvor svært sterke magnetfelter konsentreres i svært små områder. Derfor finner vi dem gjerne i og nær grupper av solflekker, og da ofte på grensene mellom store solflekker som står nær hverandre hvor magnetfeltene blir spesielt sterke. Faklene lever fra minutter til timer, og er derfor i stadig utvikling.

Faklene er lettest synlige i Ha -lys som sendes ut av hydrogen i den røde delen av solas spektrum. Man bruker dyre filtre som slipper igjennom lite annet enn det røde Ha -lyset for å se fakler og andre fenomener hvor Ha -stråling dominerer. Vi kan allikevel se en del fakler også i hvitt lys.

Lysøkningen fra faklene overskrider lystapet fra solflekkene slik at soloverflaten totalt øker sin lysstyrke med ca. 0.1% ved maksimum sammenlignet med minimum i solflekksyklusen.

Granulasjoner er cellelignende mønstre som vi kan se på hele soloverflaten. Sentrum i hver celle er lysere enn randen fordi varm gass strømmer opp i midten av cellene. Denne gassen brer seg så horisontalt utover med hastigheter opptil 7 km/s. Gassen avkjøles slik at den lyser svakere når den suges ned i sola igjen langs randen av granulasjonene. Typisk utstrekning er 1000 km.

Individuelle granulasjoner kan vare inntil 20 minutter. De er i stadig endring. Gass-strømningen lager soniske drønn som får soloverflaten til å svinge i ulike bølgemønstre. Det er disse bølgemønstrene som avslører temperaturen i de forskjellige lagene av solas indre fordi lyden forplanter seg raskere i varm gass enn i kald. Dette er omtrent som at vi ved seismiske målinger her på jorda kan avsløre hvordan jordskorpa er på et gitt sted fordi lyd forplanter seg med ulik hastighet i forskjellige bergarter.

Dette er store områder (25-35 000 km, altså 2-3 jorddiametre), som opptrer på samme fundamentale måte som de mindre granulasjonene, men på mye større skala. Dybden er ca. 1000 km, hvilket er mye mindre enn de 6-8000 km som mange regnemodeller gir. Gasshastigheten, som er overlagret hastighetene i de mange mindre granulasjonene inne i supergranulasjonen, er typisk ½ km/sek.

Søyler av nedstrømmende gass rekker helt ned til bunnen av konveksjonssonen (200 000 km under overflaten), og kanskje enda dypere. Mange forskere mener disse søylene produserer de sterke magnetiske løkkene som stiger til overflaten og som lager solflekker og annen solaktivitet.

Supergranulasjoner omgis av sterke magnetfelter langs randen hvor solgassen trekkes ned mot solas indre. Vi kan se randen av supergranulasjoner som uregelmessige lyse streker i det vi kaller det kromosfæriske nettverket når vi observerer sola i Ha -lys (se beskrivelse av kromosfæren senere).

Flare er enorme eksplosjoner på solas overflate. I løpet av få sekunder varmer de opp gassen til flere millioner grader og kan frigjøre energi tilsvarende en milliard megatonn TNT! Flere milliarder tonn masse kan da kastes ut i solsystemet.

Flare opptrer nær solflekker, og gjerne mellom store flekker med motsatt polaritet. Vi kjenner i grove trekk hva som skjer i et slikt utbrudd; nemlig at magnetfeltene i overgangssonen mellom solflekkene tvinner seg inn i hverandre og nærmest vrenges. Dette fører til enorme elektriske og magnetiske kortslutninger som produserer ufattelige energimengder. Men detaljene er dårlig forstått, og spesielt hva som setter hele prosessen i gang. Vi er derfor ikke i stand til å forutsi når og hvor slike enorme eksplosjoner skjer.

På grunn av den enorme temperaturen gir flare en sterk økning i høyenergistråling som f.eks. g - og røntgenstråling. I tillegg kastes store mengder partikler som protoner og elektroner ut i solsystemet med svært høy energi. Kraftige flare kan være farlige for astronauter.

Bildet på forrige side er hentet fra NASA’s internettsider og er tatt 10. oktober 1971. En film på http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/images/limb_flare.mpg (4.2MB) viser hvordan masse ble kastet ut fra denne flaren i løpet av noen minutter. Flare er lettest synlig i Ha -lys.

Innenfra og utover består solas atmosfære av :

• Kromosfæren
• Overgangssonen
• Koronaen
• Solvinden
• Heliosfæren
  

Kromosfæren (fargesfæren) er et relativt tynt og uregelmessig lag rett over fotosfæren. Temperaturen øker her til ca. 20 000° C. Ved denne temperaturen dominerer rødt lys fra hydrogen (Ha -stråling).

Kromosfæren er synlig ved totale solformørkelser. Da ser man en uregelmessig lyserød glans fra såkalte protuberanser helt inntil solskiven. Disse er der hele tiden i større eller mindre grad, men de overstråles fullstendig av lyset fra solskiva. Derfor kan vi kun se dem ved totale solformørkelser eller dersom vi bruker spesielle filtre som kun slipper igjennom det rødlige lyset fra Ha -stråling.

Med Ha -filtre ser vi ikke bare de enorme buene av svevende gass langs randen av sola. Vi ser dem også som mørke områder mot den lysere soloverflaten (fotosfæren). De kalles da filamenter (se bildet nedenfor). Med Ha -filter ser vi også andre fenomener som domineres av Ha -stråling; nettverk av magnetiske felter og lysende områder rundt solflekker (plage på engelsk).

Det kromosfæriske nettverket viser omrisset av supergranulasjonene (se foran). Både disse og de lysende områdene rundt solflekkene er områder med svært sterke magnetfelter. Disse tre bildene er hentet fra http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/feature2.htm

Koronaens form avhenger sterkt av solaktiviteten. Derfor endrer den seg sterkt med solflekksyklusen. Ved maksimum er den nesten rund, mens den danner lange stråler utover fra ekvator som vist på dette bildet ved minimum.

Inntil 1941 trodde man at koronaen inneholdt et grunnstoff man ikke hadde oppdaget tidligere. Årsaken var at man observerte spektrallinjer man ikke fant andre steder. Grunnstoffet fikk navnet koronium. Men så oppdaget man at linjene kunne forklares dersom koronaen hadde en temperatur på godt over 1 million grader. Strålingen skyldes kalsium og enda tyngre grunnstoffer som ved denne enorme temperaturen har "mistet" nesten alle sine elektroner. Lettere grunnstoffer helt fra hydrogen og opp til karbon, nitrogen og oksygen har "mistet" alle sine elektroner ved denne temperaturen, og kan følgelig ikke ses i spekteret fra koronaen.

Hvordan kan så en gass mellom solas overflate på 5 700° C og det iskalde dype verdensrommet oppnå slike ekstremt høye temperaturer ? Dette er fremdeles et av solfysikkens store mysterier. Det er foreslått flere teorier uten at man vet sikkert ennå. En teori er at de kraftige bevegelsene i konveksjonslaget ytterst på sola lager energirike bølger som brer seg opp i koronaen og avgir sin energi der i form av varme omtrent på samme måte som når havbølger bryter mot stranda. Andre tror det skyldes store mengder flares (se foran) på soloverflata som er så små at de ikke er mulig å observere med de instrumentene vi har. Det er en viss mulighet for at disse til sammen kaster nok gass med høy nok temperatur opp i koronaen. Strålingen fra fotosfæren kan imidlertid ikke bidra i betydelig grad fordi koronagassen er så tynn at nesten all strålingen går uhindret igjennom gassen. At koronagassen er tynn skjønner vi når den på tross av sin høye temperatur kun har en lysstyrke som tilsvarer halvparten av fullmånen. Koronagassen er nærmest for vakuum (tomt rom) å regne.

Solvinden er de elektrisk ladde partiklene som sendes ut fra koronaen og vekk fra sola. Den består av 95% protoner (hydrogenkjerner) og elektroner, ca. 5% heliumkjerner og spor av andre grunnstoffer. Drivkraften er det enorme trykket som settes opp i koronagassen pga. dens høye temperatur. Trykket i en gass øker nemlig med temperaturen. Solvinden har når den kommer til jorda en typisk hastighet på 300-500 km/sekund. I "stormbygene" fra koronahull finner man hastigheter på over 800 km/s !

Solvinden er alltid rettet vekk fra sola, men siden partiklene er ladde, så tvinges de til å følge de magnetiske feltlinjene. Disse roterer med samme hastighet som sola (25-33 døgn på en omdreining). Derfor akselereres partiklene i solvinden kraftig på sin ferd. Energien for å gjøre dette tas fra solas magnetfelt, hvilket gjør at solrotasjonen bremses sakte, sakte opp.

Samtidig som partikler blåses ut fra koronaen, må ny masse etterfylles fra solas overflate. Dette skjer ved ulike mekanismer. De mest dramatiske er enorme eksplosjoner som slynger store mengder masse ut fra sola der det er spesielt sterke magnetfelter. Massetapet er stort nok til at hele koronaen "byttes ut" i løpet av ca. et døgn.

Ute ved jordbanen passerer normalt flere hundre millioner protoner gjennom en flate på 1 cm² (en firkant med sider på 1 cm) hvert sekund. Partikkeltettheten hundre-dobles og hastigheten dobles i "stormbygene". Denne partikkeltettheten kan virke svært høy, men det er den slett ikke siden 22,4 liter luft ved 0° C inneholder ca. 6x10²³ (=600 000 000 000 000 000 000 000) molekyler. Dette betyr at hele jorda (uten atmosfære) til sammen faktisk ikke treffes av flere protoner (hydrogenkjerner) hvert sekund enn det antall molekyler som finnes i lufta i et lite rom på ca. 3x3x3 meter når solvinden har normal styrke. Og den totale massen av disse protonene, altså de som treffer jorda i løpet av 1 sekund, er ikke mer enn ca. 1 kg. Så noen hundre millioner protoner pr. 1 cm² er slett ikke mye!

Heliosfæren er det "lille" området i verdensrommet hvor solvinden og solas magnetfelt dominerer bevegelsen til små partikler som elektrisk nøytrale eller ladde atomer og små molekyler. Den strekker seg langt utenfor Plutos bane. Utenfor heliosfæren er bevegelsen til de samme partikkelene bestemt av den generelle strømningen av partikler i rommet mellom stjernene; den interstellare vinden.

Vi kan forsøke å forstå dette ved å tenke oss den interstellare vinden i nærheten av sola som en lett bris over en stor slette. Videre kan vi tenke oss at vi midt ute på sletta holder en hårføner som blåser en kraftig luftstrøm f.eks. litt på skrå mot brisen. Denne kraftige luftstrømmen skal representere solvinden, mens sola i dette tankeeksperimentet altså er hårføneren. Nær hårføneren (sola) er luftas bevegelse fullstendig dominert av føneren. Flytter vi oss derimot langt nok vekk, så har brisen (den interstellare vinden) fått fullstendig overtaket. Der kan vi ikke engang merke at hårføneren (sola) finnes dersom vi bare ser på bevegelsen av atomene. I dette tankeeksperimentet tilsvarer heliosfæren det området hvor du kan merke forstyrrelser i brisen fra hårføneren (sola). Heliosfæren er altså det området hvor sola merkbart påvirker bevegelsen av atomer og molekyler gjennom den massen sola sender ut i universet med solvinden og gjennom sitt enorme magnetfelt.

Og da er vi kommet til veis ende i denne artikkelen om sola…..

Mesteparten av bildene og kildematerialet i denne artikkelen er hentet fra NASA’s internettsider på http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/ En annen viktig kilde er http://www.spaceweather.com/ som anbefales for de som vil lese det siste om solaktiviteten eller lære mer om solflekksyklusen.

Sola fotografert av Birger Andresen 13. mai 2000 i såkalt primærfokus med Celestron 11 (280mm speil og 2800 mm brennvidde (f/10)). Fotografiet er tatt med Kodak Gold 200 ASA film. Eksponeringstiden var 1/30 sekund. Koden F3-35 betyr at dette er bilde nr. 35 på film nr. 3 (et arkiv med de viktigste opplysningene om hvert bilde er viktig for oss hobbyastronomer).