Solytans aktiviteter
Vår sol är den enda stjärna som vi i dagsläget kan studera i detalj, men det räcker långt.
Genom att studera solen har man nämligen lärt sig mycket om andra stjärnor och solsystem,
och inte minst om vårt liv här på jorden.
Solens yta benämns som fotosfären, och det är därifrån det synliga ljuset emitteras. Fotosfären
har en temperatur på ungefär 6000 K och består till största delen av väte men även övriga
ämnen som finns inuti Solen. När man tittar på solen med kraftig förstoring så kan det tyckas
som om ytan ”kokar” med enorma bubblor (den kan också beskrivas som grynig). Detta kallas
granulation och orsakas av heta konvektionsströmningarna (värmetransport via strömning)
som kommer upp till ytan. Utanför fotosfären finner vi kromosfären och koronan som kan
observeras utan teleskop från jorden enbart under en total solförmörkelse.
Solfläckar
Vissa områden i fotosfären håller endast en temperatur på omkring 4500 K, vilket för med sig
att dessa ser mörkare ut i förhållande till sin omgivning. Det är detta vi kallar solfläckar.
Solfläckar observerades med teleskop redan i början av 1600-talet. 1610 publicerade den
tyske astronomen Johannes Fabricius sina observationer av solfläckar, och i samma veva
utnyttjade Galilei deras skenbara rörelse över solskivan för att mäta solens rotationstid. Han
kom fram till att denna var något under en månad. Den brittiske astronomen Richard
Carrington upptäckte dock i mitten av 1800-talet att perioden var kortare vid ekvatorn än vid
polerna (solens differentiella rotation).
Det inre mörkaste partiet av en solfläck kallas umbran (skugga), och omges av den
trådformiga penumbran (halvskugga). I samband med att solfläckar framträder så uppkommer
en mängd fenomen på jorden, så som polarsken, elavbrott och atmosfäriska störningar. Man
har länge känt till att solfläckarnas antal visar en periodicitet. Ungefär vart elfte år finner man
ett större antal fläckar, varefter det tar ca sex år att nå ett minimum igen. Denna cykel är inte
helt regelbunden, utan varierar en aning.
Orsaken till solfläckarnas uppkomst är solens starka magnetfält, som man finner under solytan
i de så kallade konvektionszonerna. Här är så hett att atomerna tappar en del av sina
elektroner, dvs de joniseras. Det är denna form av joniserad materia (plasman), som i
samverkan med solens differentiella rotation samt konvektionen i sig, ger upphov till ett
magnetfält.
Ofta uppträder solfläckarna i par. De uppkommer nära polerna för att med tiden närma sig
ekvatorn. De blir fler och större allt som solen närmar sig sitt aktivitetsmaximum. Genom att
mäta polariteten på fläckarna med hjälp av Zeeman-effekten, vilken innebär att den starka
magnetismen splittrar spektrallinjerna i spektrumet, så har man upptäckt att komponenterna i
solfläcksparen har motsatt polaritet. Detta beror på att de magnetiska fält som löper utanför
solytan är formade som öglor. Den i rotationsriktingen främre solfläcken har i alla
solfläckspar samma polaritet. På andra sidan solens ekvator vänds förhållandet. Efter drygt
elva år har solens hela magnetfält skiftat polaritet, dvs magnetpolen som var positiv har blivit
negativ och vice versa.
Solar flares och protuberanser
Vid dessa solfläckar kan det ibland förekomma våldsamma strålningsutbrott, så kallade solar
flares. De uppstår mycket hastigt och varar oftast bara 15 till 20 minuter, men strålningens
intensitet ökar väldigt kraftigt under denna tid.
Ett annat fenomen är protuberanser, gasmoln som befinner sig ovanför solytan. Den
vanligaste typen är lugna protuberanser och har ungefär lika lång livslängd som solfläckarna.
Längs solranden kan man observera dessa som röda lysande moln. En del protuberanser kallas
aktiva, och kan helt plötsligt förändras och kastas ut i rymden.
Dessa kraftiga utbrott från solen skapas genom att energi som lagras i de magnetiska fälten
plötsligt lösgörs. Orsaken till en solar flare beskrivs ibland som ett gummiband som vrids upp
tills det slår knut på sig och på ett par sekunder frigör enorma mängder energi. En del av
energin kan accelerera protoner, elektroner och andra partiklar till relativistiska hastigheter
nära ljusets. Dessa kan orsaka extra höga aktiviteter i jordatmosfären.
Solvind – hur solens aktivitet påverkar oss
Den såkallade solvinden består av laddade partiklar, dvs främst protoner och elektroner, som
med stor hastighet kastas ut från solen. Detta sker kontinuerligt och bildar ett jättelikt område
runt solen, som vi kallar heliosfären. Denna hindrar bland annat en del kosmisk strålning från
att nå fram till solen och dess planeter. Heliosfärens storlek ändras även i takt med solens
aktivitet. När solvinden i form av laddade partiklar kommer in i jordens atmosfär så bromsas
de upp och sänder ut ljus, främst grönt men ibland även andra färger. Detta sker i växelverkan
med vårt eget magnetfält och vi kallar det polarsken. Vid kraftiga utbrott från solen påverkas
även radiokommunikationer och elektriska signaler på jorden.
Solen är källan till allt liv på jorden, och vi ser den lätt som en konstant och förutsägbar del av
våra liv. Den går upp och den går ner. Men vad vi sällan tänker på är just den enorma aktivitet
som sker på solytan, och att detta faktiskt påverkar oss här på jorden. Den sol vi ser, likadan
varje dag, är i själva verket alls inte så konstant som man kan tro. Solen är i alla högsta grad
aktiv.
Källhänvisningar: Life and Science – the heavens, (översättning: Lennart och Maud Dahl)
1989, Bonier Fakta Bokförlag AB, Stockholm; The astronomy cafe, Sten F. Odenwald, W.H.
Freeman and company, New York; Universum i fokus, Stuart Clark, bokförlaget Rubén
Prisma, Stockholm; Universe, Roger A. Freeman and William J. Kaufmann III, sixth edition,
2002, W.H. Freeman and company, New York; Solar Max, DVD, 2004, A Heliograph
Production.
Anders Isacson
