Solen

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi

For alternative betydninger, se Sol.
Solen
En stjerne: Solen - set med røntgenbriller og farvelagt med synlige farver.
Solen - set med røntgenbriller og farvelagt med synlige farver.
Observationsdata
Gnsnt. afstand fra Jorden 149.600.000 km
Lysstyrke (V) -26,8m
Absolut størrelsesklasse 4,8m
Karakteristika: Fysik
Diameter 1.392.000 km
Relativ diameter (dS/dE) 109
Overfladeareal 6,09 × 1012 km2
Volume 1,41 × 1027 m3
Masse (1,988.43 ± 0,000.03) × 1030 kg
Masse relateret til Jorden 333.400
Massefylde 1411 kg m-3
Massefylde relateret til Jorden 0,26
Massefylde relateret til vand 1,409
Tyngdeacc. ved overfladen 274 m s-2
Relative surface gravity 27,9 g
Overfladetemperatur 5780 K
Temperatur i korona 5 × 106 K
Luminositet (LS) 3,827 × 1026 J s-1
Karakteristika: Banedata
Omdrejningstid:  
Ved ækvator: 27dage 6timer 36minutter
Ved 30° breddegrad: 28dage 4timer 48minutter
Ved 60° breddegrad: 30dage 19timer 12minutter
Ved 75° breddegrad: 31dage 19timer 12minutter
Omløbstid omkring galaksens centrum 2,2 × 108 år
Karakteristika: Fotosfæren
Hydrogen 73,46 %
Helium 24,85 %
Oxygen 0,77 %
Carbon 0,29 %
Jern 0,16 %
Neon 0,12 %
Nitrogen 0,09 %
Silicium 0,07 %
Magnesium 0,05 %
Svovl 0,04 %

Solen er stjernen i vores solsystem, som jorden og andre planeter kredser omkring i henhold til Keplers love.

Solens energi kommer fra kernesammensmeltninger i solens indre, hvor brint omdannes til helium ved meget højt tryk, stor massetæthed og en temperatur i omegnen af 15 millioner °C. Den vigtigste fusionsproces er den såkaldte p-p (proton-proton) proces, der som nettoreaktion omdanner fire 1H til en 4He med udsendelse af 2 positroner og 2 neutrinoer. Reaktionen omdanner masse til energi i henhold til Einsteins masse-energi ækvivalens: E=mc2. Således vil solen omdanne i alt 4,3 millioner ton i sekundet til energi. Dette giver solen en effekt på 3,8 × 1026 W.

Solen er 4.6 milliarder år og vil forblive næsten uændret i endnu 5 milliarder år. Derefter vil fusion af 4He til 12C give øget energiproduktion i kernen, og solen vil vokse til en stærkt lysende rød kæmpe, der når ud til jordens bane. Under udviklingen af denne fase vil jordens atmosfære og alt vand fordampe ud i rummet. Solen er for let til at ende som en supernova, men efter 1 milliard år som rød kæmpe vil fusionen af helium stoppe, den indre del af solen vil falde sammen, mens de yderste dele slynges bort. Solen ender som en meget varm hvid dværg, der i løbet af milliarder af år vil blive svagere og den vil være omgivet af en stjernetåge dannet af det bortslyngede stof.

Den producerede solenergi sendes hovedsageligt i form af elektromagnetisk stråling ud i rummet: Ultraviolet; (UVC, UVB, UVA), synligt lys og nærinfrarødt sollys; NIR (0,7–5 µm). Noget af det rammer planeten jorden med en effekt svarende til 1367 W/m2, kaldet solarkonstanten. En del af stoffet, som Solen består af, slipper ud fra solen som det, vi kalder solvinden.

Under solformørkelser kan man se en del af Solens atmosfære, der består af kromosfæren og yderst koronaen. Koronaen er et plasma, som er ca. 1 million° C varmt. Den overflade, man kan se på Solen, kaldes for fotosfæren. Den er ca. 5500°C varm.

Solens overflade er flydende og ikke helt jævn. Der er store buer af stof, der ligger langs magnetfeltet. Steder med særligt kraftige magnetfelter viser sig som en solplet. Der opstår eksplosioner i forskellig skala, når to områder med forskellige magnetfelter presses sammen. Disse eksplosioner kaldes for fakler (solfakler; eng. flares) og skyldes omstruktureringer i magnetfeltet.

[redigér] Se også

Se også galleriet
»Solen« i Wikimedia Commons.


[redigér] Kilder/referencer

[redigér] Eksterne henvisninger

Denne artikel om astronomi er kun påbegyndt. Hvis du ved mere om emnet, kan du hjælpe Wikipedia ved at udvide den.

tlh:Sol