Solen är centrum för solsystemet och källan till allt liv och energi här på jorden. Den står för mer än 99,86 % av solsystemets massa och dess gravitation dominerar alla planeter och objekt som kretsar runt den. Sedan historiens början har människan förstått solens betydelse för vår värld, dess årstider, dygnscykeln och växternas livscykel.
På grund av detta har solen varit i centrum för många antika kulturers mytologier och tillbedjanssystem. Från aztekerna, mayafolket och inkafolket till de forntida sumererna, egyptierna, grekerna, romarna och druiderna var solen en central gudom eftersom den sågs som bringaren av allt ljus och liv. Med tiden har vår förståelse av solen förändrats och blivit allt mer empirisk. Men det har inte gjort något för att minska dess betydelse.
Namn:
Namnet 'The Sun' är ett egentligt engelskt substantiv som har utvecklats från den gamla engelskanfriska,som kan ha samband med ordet söder. Andra germanska former av namnet – allt frånfriskaochSolpå fornfrisiska tillsunnai fornhögtyska och fornnordiska tillsunnopå gotiska. Alla germanska termer för solen härrör från det proto-germanska 'sunnon', som i sin tur härrör frånsauelellersauolav proto-indo-europeiska.
Det engelska namnet försöndaghärstammar från fornengelskansöndag(bokstavligen 'solens dag') som användes före 700 e.Kr. Detta namn kom från den germanska tolkningen av latindör solis, som i sig är en översättning av grekiskanhemera helíou. Det latinska namnet för solen,Sol, är allmänt känt men är inte i vanligt bruk. Dock adjektivformensol-används flitigt för att hänvisa till fenomen eller attribut som hänför sig till solen.
Egenskaper:
Solen är en G-typ huvudsekvensstjärna som utgör cirka 99,86 % av solsystemets massa. Solen har en absolut magnitud på +4,83, vilket beräknas vara ljusare än cirka 85 % av stjärnorna i Vintergatan – varav de flesta är röda dvärgar . Med en diameter på 696 342 ± 65 km och en massa på cirka 1 988 × 1030kg (1,9 biljoner kvadrilljoner ton), är solen 109 gånger så stor som jorden och 333 000 gånger så massiv.
Eftersom solen är en stjärna varierar densiteten avsevärt mellan dess yttre skikt och dess kärna. I genomsnitt har den en densitet på 1,408 g/cm3, vilket är ungefär en fjärdedel av jordens. Men modeller av solen uppskattar att den har en densitet på 162,2 g/cm3närmare kärnan, vilket är 12,4 gånger jordens.
Även om vår sol ser ut att vara gul, är den faktiskt vit. Det verkar bara vara gult på grund av atmosfärens inverkan. Vår sol är ljusare än de flesta andra stjärnor i galaxen (som också är röda dvärgar) och bara cirka 5 % av stjärnorna i Vintergatan är större än solen. Solen är medlem i Befolkning I grupp av stjärnor, som beskriver lysande, heta och unga stjärnor som vanligtvis finns i galaxernas spiralarmar.
Uppskattningar av solens temperatur varierar också ju närmare man kommer dess kärna. Inom centrum uppskattas temperaturen vara så hög som 15,7 miljoner K (15 699 726,85 miljoner °C/28 259 540,33 miljoner °F), medan Corona upplever temperaturer på cirka 5 miljoner K (4 999 726,85 °C/ 8 993 540 °F), . ytan (fotosfär) når en effektiv temperatur på 5778 K (5504,85 °C/9940,73 °F).
Eftersom solen är gjord av plasma är den också mycket magnetisk. Den har nord- och sydmagnetiska poler som jorden, och magnetfältslinjerna skapar den aktivitet vi ser på ytan. De mörkare solfläckarna – kallare områden som varar i några månader och varierar mycket i storlek – skapas när magnetfältslinjer tränger igenom solens fotosfär. Solfläckar dyker upp i cykler och ibland är det inga synliga alls.
Koronala massutkastningar och solstormar uppstår när dessa magnetfältslinjer knäpper och omkonfigureras. Mängden aktivitet på solen stiger och sjunker under en 11-årscykel. Vid lågpunkten, ringde solelminimum , det finns få, om några solfläckar. Och sedan vid cykelns höjdpunkt, maximal solenergi , det finns flest solfläckar och den största mängden solaktivitet.
Solen är det i särklass ljusaste objektet på himlen, med en skenbar magnitud på -26,74, vilket är cirka 13 miljarder gånger ljusare än nästa ljusstarkaste stjärna (Sirius, som har en skenbar magnitud på -1,46). Det genomsnittliga avståndet mellan solen och jorden är ungefär 1 astronomisk enhet eller AU (150 000 000 km/93 000 000 mi), även om detta ändras på grund av variationer i jordens omloppsbana.
På detta genomsnittliga avstånd färdas ljus från solen till jorden på cirka 8 minuter och 19 sekunder. Energin från detta solljus stödjer nästan allt liv på jorden genom fotosyntes och driver jordens klimat och väder.
Sammansättning och struktur:
Solen består främst av de kemiska elementen väte och helium, som står för 74,9 % respektive 23,8 % av solens massa i fotosfären. Alla tyngre grundämnen står för mindre än 2 % av solens massa, där syre (ungefär 1 % av solens massa), kol (0,3 %), neon (0,2 %) och järn (0,2 %) är de vanligaste.
Solens inre är differentierad mellan flera lager, vilket inkluderar en kärna, en strålningszon, en konvektiv zon, en fotosfär och en atmosfär. Kärnan är den tätaste och varmaste delen av solen (150 g/cm³/15,7 miljoner K) och står för cirka 20–25 % av solens totala radie.
Det tar ungefär 1 månad för solen att rotera en gång på sin axel; detta är dock en grov uppskattning eftersom solen är en boll av plasma. Senaste analys har indikerat att kärnan har en rotationshastighet som är snabbare än solens yttre lager. Vid de yttre lagren, nära ekvatorn, roterar den ungefär en gång var 25,4:e dag; medan närmare polerna tar det upp till 36 dagar att genomföra en enda rotation.
Det är också i kärnan där majoriteten av solens energi produceras genom kärnfusion, som omvandlar väte till helium. Nästan 99 % av den termiska energin som skapas av solen sker inom denna region – vilket står för 24 % av solens inre. Med 30 % av radien har fusionsprocesser nästan upphört. Resten av solen värms upp av denna energi, som överförs utåt till solfotosfären innan den flyr ut i rymden som solljus eller högenergipartiklar.
Solens inre struktur. Kredit: Wikipedia Commons/kelvinsong
Vid strålningszonen, som sträcker sig från 0,25 ut till cirka 0,7 solradier, är värmestrålning det primära sättet för energiöverföring. I detta lager sjunker temperaturen med ökande avstånd från kärnan, från cirka 7 miljoner K i det inre till 2 miljoner K i ytterkanten. Densiteten sjunker också hundrafaldigt – från 20 g/cm³ till endast 0,2 g/cm³.
Mellan den strålningszonen och den konvektiva zonen finns ett övergångsskikt känt som tachoklinen. Detta område definieras av en kraftig förändring i den likformiga rotationen av strålningszonen och den differentiella rotationen av konvektionszonen, vilket resulterar i en stor skjuvning. Det är för närvarande en teori att en magnetisk dynamo i detta lager är det som är ansvarigt för att generera solens magnetfält.
I den konvektiva zonen, som sträcker sig från ytan till cirka 200 000 km under ytan (0,7 solradier), är plasmans temperatur och densitet lägre. Detta tillåter termisk konvektion att utvecklas när material som värms upp under expanderar och stiger, vilket sedan svalnar och drar ihop sig när det når fotosfären, vilket får det att sjunka igen och för konvektionscykeln att fortsätta.
Solens synliga yta, även känd som fotosfären, är det lager under vilket solen blir ogenomskinlig för synligt ljus. Ovanför fotosfären är synligt solljus fritt att fortplanta sig i rymden, och dess energi flyr helt och hållet från solen. Fotosfären är tiotals till hundratals kilometer tjock och är något mindre ogenomskinlig än luften på jorden.
Eftersom den övre delen av fotosfären är kallare än den nedre, ser en bild av solen ljusare ut i mitten än på kanten ellerlemav solskivan. Vid fotosfären når temperatur och densitet sin lägsta punkt – cirka 5 700 K och en densitet på 0,2 g/m3(cirka 1/6 000 av luftens densitet vid havsnivån).
Sist finns det solens atmosfär, som består av tre distinkta lager - den kromosfär , den övergångsregion , och den krona . Kromosfären (bokstavligen 'färgsfär') är ungefär 2 000 kilometer djup och har en mycket låg densitet (10-4gånger fotosfärens och 10-8gånger jordens atmosfär). Detta, i kombination med ljusstyrkan i fotosfären, gör kromosfären normalt osynlig. Men under en total förmörkelse kan dess rödaktiga färg ses.
Ovanför kromosfären finns det tunna övergångsområdet (200 km tjockt), där temperaturen stiger snabbt från 20 000 K i det övre lagret till nära 1 000 000 K vid korona. Detta underlättas av den fullständiga joniseringen av helium i övergångsregionen, vilket avsevärt minskar den strålande kylningen av plasman. Detta lager är inte väldefinierat, utan bildar istället ett slags nimbus runt drag i kromosfären och är i konstant, kaotisk rörelse. Övergångsregionen är inte lätt synlig från jordens yta, men är synlig i det ultravioletta spektrumet.
Till sist är det corona. I den nedre regionen är partikeltätheten extremt låg och medeltemperaturen är cirka 1 – 2 miljoner K – med de hetaste områdena mellan 8 och 20 miljoner K. Detta tros bero på att solens magnetfält orsakar partikelacceleration, vilket i sin tur skapar kinetisk (och termisk) energi.
Konstnärens intryck av solens heliosfär, som visar omfattningen av rymdfarkosterna Voyager 1 och 2. Kredit: NASA/Feimer
Koronan är solens utsträckta atmosfär och flödet av plasma utåt från solen in i det interplanetära rymden (aka.' solvind “) bildar solens magnetfält till en spiralform. Detta är känt som heliosfären , en magnetisk sfär som sträcker sig bortom heliopaus (mer än 50 AU från solen) och skyddar solsystemet från laddade partiklar som kommer från interstellärt medium (aka. 'interstellär vind').
Evolution och framtid:
Den nuvarande vetenskapliga konsensusen är att solen bildades för cirka 4,57 miljarder år sedan från kollapsen av en del av ett gigantiskt molekylärt moln som till största delen bestod av väte och helium, och förmodligen födde många andra stjärnor. När ett fragment av molnet kollapsade började det också rotera (på grund av bevarande av rörelsemängd) och värmdes upp med det ökande trycket.
Mycket av massan koncentrerades till mitten, medan resten planade ut till en skiva som så småningom skulle samlas för att bilda planeterna och andra solsystemkroppar. Tyngdkraften och trycket inom molnets kärna genererade mycket värme när det samlade mer materia från den omgivande skivan, vilket så småningom utlöste kärnfusion. Från denna storslagna explosion bildades solen.
Solen befinner sig för närvarande i sin huvudsekvensfas, som kännetecknas av den pågående produktionen av termisk energi genom kärnfusion. För närvarande omvandlas mer än fyra miljoner ton materia till energi i kärnan, vilket producerar neutriner och solstrålning. I denna takt har solen omvandlat 200 gånger jordens massa till energi (cirka 0,03 % av dess totala massa).
Solen blir varmare eftersom heliumatomerna i dess kärna gradvis upptar mindre volym än allt väte som har smält samman. Kärnan krymper därför, vilket gör att solens yttre lager kan röra sig närmare mitten och uppleva en starkare gravitationskraft. Denna starkare kraft ökar trycket på kärnan, vilket i sin tur gör kärnan tätare.
Det uppskattas att solen har blivit 30 % ljusare under de senaste 4,5 miljarderna åren och ökar i ljusstyrka med en hastighet av cirka 1 % var 100:e miljon år. I slutet av sin huvudsekvensfas kommer solen inte att bli supernova eftersom den inte har tillräcklig massa.
Istället, när vätet i kärnan är uttömt om 5,4 miljarder år, kommer solen att börja expandera och bli en röd jätte. Det antas att det kommer att växa sig tillräckligt stort för att omsluta omloppsbanan om Merkurius, Venus, och kanske till och med jorden .
När den väl når Röd-jätte-gren (RGB)-fasen kommer solen att ha cirka 120 miljoner år av aktivt liv kvar. Men mycket kommer att hända på den här tiden. För det första kommer kärnan (full av degenererat helium) att antändas våldsamt i en heliumblixt – där cirka 6 % av kärnan och 40 % av solens massa kommer att omvandlas till kol inom några minuter.
Solen kommer då att krympa till cirka 10 gånger sin nuvarande storlek och 50 gånger sin ljusstyrka, med en temperatur som är lite lägre än idag. Under de kommande 100 miljoner åren kommer den att fortsätta att bränna helium i sin kärna tills den är slut. Vid det här laget kommer den att vara i sin Asymptotisk-Jätte-gren (AGB) fas, där den kommer att expandera igen (mycket snabbare den här gången) och bli mer lysande.
Under de kommande 20 miljoner åren kommer solen sedan att bli instabil och börja förlora massa genom en serie termiska pulser. Dessa kommer att inträffa vart 100 000:e år eller så och blir större varje gång och ökar solens ljusstyrka till 5 000 gånger dess nuvarande ljusstyrka och dess radie till över 1 AU.
Vid denna tidpunkt kommer solens expansion antingen att omfatta jorden eller göra den helt ogästvänlig för livet. Planeter i det yttre solsystemet kommer sannolikt att förändras dramatiskt, eftersom mer energi absorberas från solen, vilket gör att deras vattenisar sublimeras - kanske bildar tät atmosfär och ythav. Efter 500 000 år eller så kommer bara hälften av solens nuvarande massa att finnas kvar och dess yttre hölje kommer att börja bilda en planetarisk nebulosa.
Utvecklingen efter AGB är ännu snabbare, eftersom den utstötta massan joniseras för att bilda en planetarisk nebulosa och den exponerade kärnan når 30 000 K. Den slutliga, nakna kärntemperaturen kommer att vara över 100 000 K, varefter resten kommer att svalna mot en vit dvärg . Den planetariska nebulosan kommer att skingras om cirka 10 000 år, men den vita dvärgen kommer att överleva i biljoner år innan den bleknar till svart.
Konstnärens intryck av en röd jättestjärna. Kredit: ESO
Position i Vintergatan:
Solen ligger nära den inre kanten av Vintergatan Orion arm , i Lokalt interstellärt moln (eller Gould-bälte). Detta placerar den på ett avstånd av 7,5 – 8,5 tusen Parsecs (25 000 – 28 000 ljusår) från Galactic Center . Solen är innesluten i Lokal bubbla , en hålighet i det interstellära mediet som innehåller förtärad het gas.
Solen, och därmed solsystemet, finns i det som forskare kallar galaktisk beboelig zon , en zon som innehåller flera egenskaper som stödjer livet. Dessa inkluderar den rätta blandningen av element, en bana som håller den borta från de farliga spiralarmarna och att den befinner sig på tillräckligt avstånd från det galaktiska centrumet så att den inte störs av dess gravitationskrafter eller för mycket strålning.
Den allmänna riktningen för solens galaktiska rörelse är mot stjärnan Vega i konstellationen av Lyra , i en vinkel på ungefär 60 himmelsgrader mot Galaktiskt centrums riktning. Av de 50 närmaste stjärnsystemen inom 17 ljusår från jorden (det närmaste är den röda dvärgen Proxima Centauri vid ungefär 4,2 ljusår) rankas solen på fjärde plats i massa.
Solens bana runt Vintergatan tros vara elliptisk, med tillägg av störningar på grund av de galaktiska spiralarmarna och olikformiga massfördelningar. Dessutom pendlar solen upp och ner i förhållande till det galaktiska planet ungefär 2,7 gånger per omloppsbana. Det tar solsystemet cirka 225–250 miljoner år att fullborda en bana genom Vintergatan (engalaktiskt år), så den tros ha genomfört 20–25 omlopp under solens livstid.
Observationshistorik:
Solen har varit ett föremål för vördnad genom hela förhistorien och mänsklighetens forntida historia. De flesta kulturer trodde att det var övernaturligt till sin natur eller en gudom, en vars närvaro var intimt knuten till tiden, årstiderna och livets cykel. Dyrkan av solen var central för civilisationer som de forntida egyptierna, sumererna, inka, aztekerna och mayaerna, såväl som många kulturer i Europa, Västasien och Afrika.
De tidigaste kända exemplen på soldyrkan finns i proto-indoeuropeisk mytologi, där solen avbildas när den korsar himlen i en vagn (aka. en 'solvagn). I germansk mytologi är solvagnen avbildad somSol; i vediska (och därefter hinduiska) kulturer somSol; och i nordisk mytologi somSolbilen.
Den förgyllda sidan av Trundholmen, den nordiska solvagnen. Kredit: Public Domain
I Mesapotamien var Utu solens gudom – rättvisans gud och ättling till Nannar (månens gud). För babylonierna och assyrierna var Shamas (eller Samas) motsvarigheten, och liknande gudar dyrkades i de akkadiska och hebreiska panteonerna – och på hela den arabiska halvön – under olika namn.
För de gamla egyptierna var solen förknippad med Ra, guden som styrde himlen, jorden och underjorden. Själva solen fick namnet Aten, som antingen var Ras kropp eller öga. Från och med 2400-talet f.Kr. blev tillbedjan av Ra utbredd i Egypten, med många skildringar av honom som bars över himlen i ett solkärl åtföljd av de mindre gudarna.
När det gäller civilisationer i Nya världen, trodde alla inkafolket, mayaborna och aztekerna att mänskliga offer var nödvändiga för att blidka solguden och upprätthålla livscykeln. För aztekerna var Huitzilopochtli – krigsguden, solen, människooffer och Tenochtitlans beskyddare – ansvarig för alla deras segrar och nederlag i strid, och kunde bara blidkas genom att ge blod.
För grekerna var solguden känd som Helios, son till Titan Hyperion och Titaness Theia. I likhet med egyptierns representationer av Ra, avbildades Helios vanligtvis som buren av en vagn dragen av eldiga hästar. Men till skillnad från sina gamla förfäder, såg grekerna solen som en av de sju planeterna, eftersom den kretsade en gång om året längs ekliptikan genom zodiaken.
Mynt av den romerske kejsaren Konstantin I föreställande Sol Invictus/Apollo med legenden SOLI INVICTO COMITI (ca 315 e.Kr.). Kredit: cngcoins.com
Romarriket adopterade Helios i sin egen mytologi som Sol. TitelnSol Invictus('den obesegrade solen') applicerades på flera solgudar och avbildades på flera typer av romerska mynt under 300- och 400-talen e.Kr. Födelsen av 'den obesegrade solen' firades ungefär vid samma tidpunkt, den 25 december, strax efter vintersolståndet för att markera slutet på dagarna som blev kortare.
I kinesisk mytologi var solens gudom känd somRi Gong Tai Yang Xing Jun(ellerTai Yang Gong,'Farfar Sun') - aka. Star Lord of the Solar Palace, Lord of the Sun.Tai Yang Xing Junär vanligtvis avbildad med Star Lord of the Lunar Palace och Lord of the Moon,Yue Gong Tai Yin Xing Jun(Tai Yin Niang Niang/Lady Tai Yin).
Flera berömda tempel och monument byggdes i antiken med tillbedjan av solen eller solfenomen i åtanke. Till exempel har stenmegaliter som markerade sommar- eller vintersolståndet observerats i Egypten, Malta, England (Stonehenge), Irland och i den antika staden Chichen Itza i södra Mexiko.
Med tiden började forntida astronomer utveckla en vetenskaplig förståelse av solen, baserad på pågående observationer av dess rörelser. I början av 1:a årtusendet f.Kr. noterade babyloniska astronomer att solens rörelse längs ekliptikan inte var enhetlig. Detta skulle senare lära sig vara resultatet av jordens elliptiska bana runt solen.
En illustration av det ptolemaiska geocentriska systemet av den portugisiske kosmografen och kartografen Bartolomeu Velho, 1568. Kredit: Bibliothèque Nationale, Paris
På 500-talet f.Kr. resonerade den grekiske filosofen Anaxagoras att solen inte var 'Helios vagn', utan en flammande boll vars ljus reflekterades av månen. På 300-talet f.Kr. uppskattade Eratosthenes avståndet mellan jorden och solen till antingen 4 080 000 stadia (755 000 km) eller 804 000 000 stadia (148 – 153 miljoner km, eller 0,99 – 1,02 AU), varav den senare är korrekt till en några procent.
Det var också under 300-talet f.Kr. som den grekiske astronomen Aristarchus från Samos föreslog idén att solen var i universums centrum och att planeterna roterade den. Denna uppfattning skulle senare antas av Seleucus av Seleucia (ca. 190 f.Kr. – cirka 150 f.Kr.), och skulle fortsätta att artikuleras av islamiska och indiska astronomer under medeltiden, särskilt genom Samarkand-observatoriet.
Arabiska och islamiska forskares bidrag inkluderar Al-Battani (858 – 929 e.Kr.), som upptäckte att riktningen för solens apogee (punkten när solen tycks röra sig långsammast mot fixstjärnorna) är föremål för förändring. Den egyptiske astronomen Ibn Yunus (950 – 1009) observerade mer än 10 000 poster för solens position under många år med hjälp av en stor astrolabium.
Från en observation av en Venuspassage år 1032 e.Kr. drog den persiske astronomen och polymaten Ibn Sina (alias Avicenna, ca 980 – 1037) slutsatsen att Venus är närmare jorden än solen. Ibn Rushd, den andalusiske astronomen från 1100-talet, gav också en beskrivning av solfläckar på 1100-talet. Observationer av solfläckar registrerades tidigare under Han-dynastin (206 f.Kr. – 220 e.Kr.) av kinesiska astronomer, som höll register över dessa observationer i århundraden.
Solfläcksplatta från Scheiner'sTre bokstäver(1612). Kredit: galileo.rice.edu
Nicolaus Copernicus ' matematisk modell av en heliocentriskt system revolutionerade astronomi och hjälpte till att inleda vår moderna förståelse av solens betydelse i vårt universum. Förutom att förklara observationsavvikelser i planeternas rörelser, placerade den heliocentriska modellen effektivt solen i mitten av det kända universum.
Utvecklingen av teleskopet i början av 1600-talet möjliggjorde också detaljerade observationer av solen och planeterna. Thomas Harriot, Galileo Galilei , Christoph Scheiner och andra astronomer kunde göra exakta illustrationer av positionerna för solfläckar på solens yta. 1672 kunde Giovanni Cassini och Jean Richer bestämma avståndet till Mars, och kunde därmed beräkna avståndet till solen.
År 1666, Isaac Newton blev den första forskaren som observerade solens ljus med hjälp av ett prisma och visade att det består av ljus i många färger. År 1800, William Herschel byggt på detta genom att upptäcka infraröd strålning med hjälp av en serie termometrar och ett prisma. Genom att notera temperaturförändringar bortom den röda delen av solspektrumet hjälpte han till att inleda studiet av elektromagnetism genom att fastställa att vissa former av energi är osynliga.
Studier av solens ljusspektrum ledde också till framsteg av spektroskopiska studier på 1800-talet. Detta kulminerade med Joseph von Fraunhofers upptäckt och registrering av över 600 absorptionslinjer i spektrumet, av vilka de starkaste grupperades och fick namnet 'Fraunhofer-linjer', efter deras grundare.
Solen sedd i extrem ultraviolett (EUV), med en jämförelse mellan solminimum (vänster) och maximum (höger). Kredit: SOHO/NASA
Ett annat stort studieområde under 1800-talet som skulle ha en inverkan på vår förståelse av solen var termodynamikens utveckling. En stor bidragsgivare till detta område var William Thomson (alias Lord Kelvin, 1824 – 1907) som föreslog att solen är en gradvis kylande flytande kropp som utstrålar ett internt värmelager.
Kelvin och Hermann von Helmholtz föreslog också att en gravitationssammandragningsmekanism var ansvarig för solens energiproduktion. De uppskattade också solens ålder till 20 miljoner år - vilket stod i skarp kontrast till geologiska uppskattningar som placerade jordens ålder till minst 300 miljoner år.
På 1900-talet erbjöds äntligen en dokumenterad lösning för solens energiproduktion. Den första kom från Ernest Rutherford (1871 – 1937), som föreslog att solens produktion upprätthölls av en intern värmekälla och föreslog radioaktivt sönderfall som en möjlighet. Men det skulle det vara Albert Einstein vem skulle ge den väsentliga ledtråden till solens energiproduktion med hans massenergiekvivalens (E = mc²).
År 1920 föreslog den brittiske astronomen och fysikern Sir Arthur Eddington att trycken och temperaturerna i solens kärna kunde producera kärnfusion där väteatomer smälter samman till heliumkärnor, vilket resulterar i produktion av energi från nettoförändringen i massa. Detta skulle senare bekräftas av många studier utförda av fysiker, vilket också skulle leda till slutsatsen att fusionen av väte är ansvarig för bildandet av alla kända grundämnen i universum.
Utforskning:
Med början av rymdåldern i mitten av 1900-talet blev möjligheten att observera solen med robotiserade rymdsonder möjlig för första gången. De första uppdragen till solen var NASA:s Pioneer 5 , 6 , 7 , 8 och 9 satelliter, som lanserades mellan 1959 och 1968. Dessa sonder kretsade runt solen på ett avstånd som liknar jordens och gjorde de första detaljerade mätningarna av solvinden och solens magnetfält.
På 1970-talet Helios 1och2 sonder – ett amerikanskt-väst-tyskt samarbete som studerade solvindar inifrån Merkurius bana vid perihelium – försåg forskare med betydande ny data om solvind och solkorona. De Skylab Rymdstationen, som lanserades av NASA 1973, gjorde också många upptäckter med sitt solobservatorium – känt som Apollo teleskopfäste . Dessa inkluderade de första observationerna av koronala massutkastningar och av koronala hål , nu känd för att vara intimt förknippad med solvind.
1980 lanserade NASA Solar Maximum Mission , en rymdfarkost designad för att observera gammastrålar, röntgenstrålar och UV-strålning som släpps ut av solflammor. Tyvärr gjorde ett elektriskt fel att sonden gick i standbyläge tills den kunde hämtas och repareras av Space Shuttle Challenger 1984. Uppdraget tog sedan tusentals bilder av solkoronan innan det återinträdde i jordens atmosfär i juni 1989.
1991 satte Japan Aerospace and Exploration Agency (JAXA) in Yohkoh (Solstråle) satellit, som observerade solflammor vid röntgenvåglängder. Fram till 2001, när en ringformig förmörkelse fick den att förlora sin låsning på solen, observerade den en hel solcykel och fastställde att koronan var mycket mer aktiv i områden borta från toppaktivitet än vad man tidigare trott.
Lanserades 1995, det gemensamma ESA-NASA Sol- och heliosfärobservatorium (SOHO) har blivit ett av de viktigaste soluppdragen i historien. Beläget vid Lagrangisk punkt mellan jorden och solen har SOHO gett en konstant bild av solen på många våglängder sedan lanseringen. Ursprungligen avsedd att tjäna en tvåårig mission, en missionsförlängning till 2012 godkändes 2009, och en uppföljningsmission inleddes 2010 – Solar Dynamics Observatory (SDO).
Alla dessa satelliter observerade solen från ekliptikans plan och har därför bara observerat dess ekvatorialområden i detalj. Det första försöket att studera solen från polarområdena var Ulysses sond, ett gemensamt ESA-NASA-uppdrag som lanserades 1990. När den väl antog sin planerade omloppsbana började sonden observera solvinden och magnetfältstyrkan på höga solbredder, och upptäckte att solvinden på hög latitud rörde sig långsammare än förväntat (750 km/s), och att det fanns stora magnetiska vågor som kom från höga breddgrader som spred galaktiska kosmiska strålar.
År 2006 Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO)-uppdraget lanserades, som bestod av att två identiska rymdfarkoster skjuts upp i banor som fick dem att omväxlande dra längre fram och falla gradvis bakom jorden. Detta möjliggör stereoskopisk avbildning av solen och solfenomen, såsom koronala massutkastningar.
Många fler soluppdrag är planerade under de kommande åren och decennierna. Dessa inkluderar Indian Space Research Organisationens (ISRO) planerade uppdrag av Aditya – en satellit på 100 kg som planeras för uppskjutning 2017–18. Dess huvudinstrument kommer att vara en koronagraf för att studera dynamiken i solkoronan.
Under 2017 planerar ESA att lansera Solar Orbiter , som ska studera hur solen skapar och kontrollerar sin heliosfär. Uppdraget kommer att flyga så nära som 0,28 AU för att fånga dess mätningar. Under 2018 planerar NASA att lansera sin Solar Probe Plus , som kommer att närma sig solen från ett avstånd av 8,5 solradier för att göra direkta mätningar av partiklarna och energin som kommer från solens korona.
Slutligen finns det NASA Solar Sentinels uppdrag, ett ännu oplanerat uppdrag som kommer att involvera en grupp på sex rymdfarkoster – fyra stationerade i Venus och Merkurius banor, en bakom solen och en som kretsar runt jorden. Tillsammans ska de studera solen under solmaximum, forska om energiska partiklar, koronala massutstötningar och interplanetära stötar i den inre heliosfären. Dessa data kommer att användas för att förutsäga rymdväder för framtida mänskliga rymdfärdsuppdrag.
Solen gör mycket mer för oss än att bara ge ljus och värme. Det ger också all energi som möjliggör kemiska reaktioner och metabola reaktioner, vilket är det som började livscykeln här på jorden från början. Den kontinuerliga energin som det ger oss, i kombination med vår atmosfärs skyddande närvaro, säkerställer att denna livscykel fortsätter.
Solen släpper också ut potentiellt skadliga strålar, solvindar och material som skulle döda oss om det inte vore för jordens magnetfält. Solvindarna bär dock detta laddade material ut till kanten av solsystemet där det bildar ett magnetfält som i sin tur hindrar annat interplanetärt material från att komma in. Utan denna barriär (heliopausen) skulle solsystemet drabbas av kosmisk strålar.
I detta avseende är solen en stor leverantör, och jorden är idealiskt belägen för att dra nytta av dess närvaro. Vi är inte för nära eller för långt för att vara för varmt (som Venus) eller för kallt (som Mars). Vi är också säkra på vetskapen om att när solen expanderar till den punkt där liv inte längre kan existera på jorden, kommer vi antingen att vara borta för länge sedan eller ha utvecklats bortom den punkt där vi lever på bara en planet.
Vi har skrivit många intressanta artiklar om solen här på Universe Today. Här är Vilken färg har solen? , Vilken typ av stjärna är solen? , Hur producerar solen energi? , och Kan vi terraforma solen?
Astronomy Cast har också några intressanta avsnitt om ämnet. Kolla på dem- Avsnitt 30: The Sun, Spots and All , Avsnitt 108: The Life of the Sun , Avsnitt 238: Solar Activity .
