Sólin

Sólin (e. The Sun) er stjarna – glóandi rafgashnöttur – í miðju sólkerfisins. Sólin er ein 200 til 400 milljarða stjarna sem saman mynda Vetrarbrautina okkar. Sólin er í um 26 þúsund ljósára fjarlægð frá miðju Vetrarbrautarinnar en aðeins 150 milljón km eða átta ljósmínútur frá Jörðinni. 

Sólin er meðalstór stjarna en þó svo stór að um 109 jarðir kæmust fyrir í röð þvert í gegnum hana. Hún er langstærsti hnöttur sólkerfisins og inniheldur um 99,9% af massa þess. Stærsti gasrisinn, Júpíter, inniheldur mest af því efni sem eftir er. Jörðin og allar hinar reikistjörnur sólkerfisins auk halastjarna, smástirna, loftsteina og geimryks snúast umhverfis sólina á sporöskjulaga brautum samkvæmt Keplerslögmálunum.

Sólin er G2V stjarna. Það þýðir hún er stjarna á meginröð Hertzsprung-Russell línuritsins sem umbreytir vetni í helíum við kjarnasamruna og að hitastig hennar er um það bil 5600°C sem gefur henni hvítan lit. Sólin virðist hins vegar gul vegna dreifingar ljóseinda sem falla á sameindir lofthjúpsins. Ísak Newton sýndi fyrstur fram á árið 1665 að hvítt ljós eða sólarljós er úr öllum regnbogans litum og þegar það berst inn í lofthjúpinn dreifa sameindir lofthjúpsins bláa litnum meira en öðrum litum. Þess vegna er himinninn blár (fjarlægðin gerir fjöllin blá af sömu ástæðu). Þegar sól er lágt á lofti ferðast sólargeislarnir lengri vegalengd og dreifist þá rauði liturinn meira en blái. Skýrir það kvöld- og morgunroðann.

Sólarljósið

Sólarljós er meginorkuuppspretta jarðarinnar. Heildarfl þess sólarljóss sem sólin veitir á hvern fermetra – svonefndur sólskinsstuðull jarðar – er um það bil 1370 W/m². Lofthjúpur jarðar dregur í sig sólarljós og endurvarpar hluta þess aftur út í geiminn svo minna afl nær niður á yfirborðið. Á heiðskírum degi, þegar sólin hæst á lofti, er sólskinsstuðullinn því nær 1000 Wöttum á fermetra.

Sólskinsstuðullinn helst ekki jafn yfir allt árið, heldur sveiflast hann um 6,9%. Sólskinsstuðullinn er þannig mestur snemma í janúar eða um 1412 W/m² en fellur niður í 1321 W/m² í júlí. Ástæðan er breytileg vegalengd jarðar frá sólu en jörðin er næst sólu í janúar en fjærst í júlí. Sólskinsstuðullinn á hverjum stað á jörðinni veltur aftur á því frá hvaða horni sólarljósið kemur inn og aðstæðum í lofthjúpnum.

Þar sem möndull jarðar hallar um 23,5° er sólskinsstuðullinn einnig breytilegur eftir breiddargráðum (sólin er lágt á lofti á veturnar en hátt á lofti á sumrin). Þess vegna er kalt á veturna en hlýtt á sumrin. (Sjá nánar: Árstíðir)

Plöntur og aðrar lífverur eins og blágrænar bakteríur og þörungar í sjó og vatni nýta sólarljósið til ljóstillífunar. Þegar blaðgrænur í grænukornum draga í sig sólarljós binda plöntur kolefni og losa súrefni. Þannig hefur langmestur hluti súrefnisins í lofthjúpi jarðar í dag orðið til. Á sama tíma hafa plöntur dregið úr magni koldíoxíðs í lofthjúpnum. Menn nýta svo einnig sólarorkuna til raforkuframleiðslu.

Sólin sendir frá sér skaðlega geisla á borð við útfjólublátt ljós. Útfjólublátt ljós getur valdið sólbruna og aukið líkur á húðkrabbameini en hefur einnig góð áhrif á framleiðslu D-vítamíns og hefur auk þess sóttvarnandi eiginleika. Ósonlagið í lofthjúpi jarðar dregur í sig útfjólublátt ljós og ver okkur fyrir skaðlegum áhrifum þess.

Frá jörðu séð breytist sýndarhreyfing sólar á himninum yfir árið, miðað við daglega athugun á föstum tíma dags. Með öðrum orðum, sólin er ekki á nákvæmlega sama stað á himninum klukkan 13 í dag og á morgun og svo framvegis. Sé mynd tekin af sólinni á sama tíma dag hvern kemur í ljós mynstur sem kallast árlykkja (analemma) og líkist tölunni átta. Greinilegasta breytingin á sýndarfærslu sólar yfir árið er norður/suður færsla um 47 gráður (vegna 23,44 gráðu möndulhalla jarðar sem veldur árstíðaskiptum), en einnig er austur/vestur færsla vegna brautarhröðunar jarðar um sólu (færsla jarðar er hraðari við sólnánd en sólfirð).

Tignuð sem guð

Sólarguðinn Ra við hlið Imentet á veggmynd í gröf Nefertíti. Mynd: Wikimedia Commons

Gríski heimspekingurinn Anaxagóras (um 500-428 f.Kr.) frá Klazómenaí í Litlu-Asíu hélt því fram að sólin og stjörnurnar væru brennandi björg en vegna fjarlægðar finndum við ekki fyrir hita þeirra. Hann taldi sólina mjög stóra, líklega stærri en Pelópsskagann, sem er um það bil þriðjungur af suður Grikklandi. Gagnrýnendur hans töldu þetta mat hans út í hött og dæmdu hann í útlegð frá Aþenu. Ríkjandi trú á þessum tíma var að sólin væri guð. Þannig kölluðu Grikkir sólina Helíos en Rómverjar kölluðu hana Sol. Egiftar nefndu sólina eftir aðalguði sínum, Ra, og æðstur guða Astekanna í Mexíkó var sólarguðinn Huitzilopochtli.

Inkarnir í Suður-Ameríku röktu ættir sínar til sólarguðsins Inti og jarðgyðjunnar Pachamama. Sagt var að leiðtogi Inkanna á hverjum tíma væri heilagur og sonur sólguðsins. Sagan segir að uppruna Inkanna megi rekja til þess þegar sólarguðinn sendi börn sín Manco Capac og Mama Oclo til Cuzco, hinnar heilögu borgar sem var höfuðborg Inkaveldisins.

Þar sem Inkarnir töldu sig afkomendur sólguðsins héldu þeir Inti Raymi eða Hátíð sólarinnar þann 21. júní ár hvert, við vetrarsólstöður, á aðaltorginu í Cuzco. Hátíðin miðaði að því að tilbiðja Apu Inti (sólguðinn) og var þetta stærsta og langmikilvægasta hátíð Inkanna. Undirbúningur hátíðarinnar hófst nokkrum dögum fyrr og varð fólk meðal annars að fasta og lifa skírlífi. Sóttar voru Mallki, múmíur forfeðranna, og staðsettar þannig að þær gætu orðið vitni að athöfninni.

Við sólarupprás heilsaði fólk Sólarguðnum með fingurkossum. Æðstuprestarnir fórnuðu llamadýri, annað hvort kolsvörtu eða alhvítu, með því að skera hold þeirra með gullhníf og toga út hjartað, lungun og önnur innyfli, þar sem þeir töldu sig geta spáð fyrir um framtíðina með þeim. Eftir fórnina buðu prestarnir upp á heilagt brauð úr maíshveiti og blóði llamadýrs; ekki ósvipuð athöfn og þegar Kristnir menn gæða sér á líkama Krists og blóði hans. Ferðalangar geta upplifað Inti Raymi hátíðina þann 24. júní ár hvert, þegar hún er sett á svið í Saqsaywaman í Cuzco í Perú.

Staðsetning í Vetrarbrautinni

Sólin okkar er ein 200 milljarða stjarna sem mynda Vetrarbrautina. Hér sést Vetrarbrautin yfir Paranal-stjörnustöð ESO í Chile. Mynd: B. Fugate (FASORtronics)/ESO

Sólin okkar tilheyrir bjálkaþyrilvetrarbraut sem er 100.000 ljósár í þvermál og inniheldur meira en 200 milljarða sóla. Gengur hún undir nafninu Vetrarbrautin (með stórum staf) á íslensku en Milky Way á ensku (er reyndar stundum nefnd Mjólkurslæðan á íslensku), Vintergatan á sænsku, Mjølkevegen á norsku, Mælkevejen á dönsku og Vía Láctea á spænsku. Sólin er í tæplega 26.000 ljósára fjarlægð frá miðjunni, nærri innri brún Óríonsarmsins nánar tiltekið, í lífbelti Vetrarbrautarinnar.

Tiltölulega fáar stjörnur er að finna í næsta nágreni sólkerfisins, eða í innan við tíu ljósára fjarlægð. Nálægasta fastastjarnan er rauða dvergstjarnan Proxima Centauri, en hún er í 4,2 ljósára fjarlægð. Stærsta stjarnan í innan við tíu ljósára fjarlægð er Síríus (8,6 ljósár) í Stórahundi sem er ríflega tvöfalt massameiri en sólin okkar og bjartasta stjarna næturhiminsins. Væru vitsmunaverur staddar á reikistjörnu við Proxima Centauri virtist sólin tilheyra stjörnumerkinu Kassíópeia.

Sóknarpunktur sólar (e. solar apex), sá staður á stjörnuhimninum sem sólin og sólkerfið stefnir að, er nærri stjörnumerkinu Herkúles, nánar tiltekið í átt að stjörnunni Vega í Hörpunni. Sólin og sólkerfið er á sporöskjulaga braut umhverfis miðju Vetrarbrautinnar og lýkur einni hringferð á um 225 til 250 milljón árum. Það þýðir að sólkerfið þeytist um himingeiminn á um það bil 220 km hraða á sekúndu. Á þessum hraða tekur það sólkerfið 1400 ár að ferðast eitt ljósár eða átta daga að ferðast eina stjarnfræðieiningu.

Efnasamsetning

Sólin er að langmestu leyti vetni og helíum. Litrófsrannsóknir á ljóshvolfi sólar sýna að það er 74,9% vetni og 23,8% helíum. Aðeins 2% heildarmassa sólar er þyngri frumefni en af þeim er súrefni algengast (1%), þá kolefni (0,3%), svo neon (0,2%) og loks járn (0,2%). Stjörnufræðingar nefna öll frumefni þyngri en vetni og helíum málma svo sagt er að sólin sé málmrík stjarna og tilheyri þannig svonefndri Stjörnubyggð I.

Vegna hitans og þrýstingsins er ekki eiginlegt gas í sólinni heldur rafgas (plasma). Þá er orka eindanna svo mikil að rafeindirnar sleppa frá frumeindakjarnanum og fá neikvæða hleðslu en kjarnarnir jákvæða hleðslu. Rafgasið er fíngert og gaskennt við yfirborðið en þéttist eftir því sem neðar dregur.

Orkuuppspretta

Sólin fær orku sína úr atómkjörnum sem rekast stöðugt hverjir á annan og mynda þyngri frumefni. Innst í kjarna stjarnanna er efnið gríðarlega heitt og þrýstingurinn mikill sem veldur því að frumeindakjarnar renna saman og losa orku.

Kjarni sólar er um 15 milljón gráða heitur og þrýstingurinn er 340 þúsund milljón sinnum meiri en við sjávarmál á jörðinni. Við slíkar aðstæður á sér stað kjarnasamruni en þá sameinast fjórar róteindir, eða vetniskjarnar, og mynda eina alfa ögn eða helíumkjarna. Helíumkjarninn hefur um 0,7% minni massa en róteindirnar fjórar. Massamunurinn birtist svo í formi orku samkvæmt jöfnu Einsteins E=mc², þar sem E stendur fyrir orku í júlum, m fyrir massa í kg og c² fyrir ljóshraðann í metrum á sekúndu í öðru veldi (300.000.000² m/s).

Orkan berst alla leið út að yfirborði sólarinnar og sleppur frá því sem ljós og hiti sem við finnum fyrir á hverjum einasta degi. Orkan sem myndast í kjarnanum er um það bil tvö hundruð þúsund ár að ná til yfirborðsins og á hverri sekúndu ummyndast 700 milljón tonn af vetni yfir í helíum. Fimm milljón tonn af efni verða að orku sem veldur því að sólin léttist.

Stærð sólar hjálpar til við að útskýra þessa gríðarlegu orkuútgeislun. Þar sem sólin er stór er geislunarflatarmálið líka gríðarlegt. Heildarorkuútgeislun sólar – sem kallast ljósafl (luminosity) – er um 3,9 x 10²⁶ Wött eða 3,9 x 10²⁶ Júl á sekúndu.

Æviskeið

Sólkerfið okkar mun líta einhvern veginn svona út eftir 5-6 milljarða ára. Hér sést hringþokan M57 í Hörpunni. Mynd: NASA/ESA.

Sólin varð til fyrir um 5 milljörðum ára en hefur engu að síður nóg eldsneyti til að lifa í um 5 milljarða ára til viðbótar. Talið er að frá því að sólkerfið myndaðist hafi orkuafköst sólar aukist um 40%.

Þegar kemur að endalokunum mun hún í fyrstu umbreyta helíni í þyngri frumefni og ytri lög hennar þenjast út. Að lokum verður hún svo stór að hún gleypir Merkúríus og Venus og jafnvel jörðina og Mars.

Eftir um milljarð ára sem rauð risastjarna fellur hún skyndilega saman, þeytir ytri lögunum í burtu og myndar fallega gasþoku eins og hina frægu hringþoku í Hörpunni, M57.

Í kjölfarið falla innri lögin saman og mynda svonefndan hvítan dverg, en það er útbrunnin sólstjarna á stærð við jörðina. Hvíti dvergurinn dofnar smám saman á milljörðum ára og verður að lokum svartur dvergur.

Uppbygging

Sólin er úr gasi og hefur því ekkert eiginlegt, fast yfirborð. Hiti og þrýstingur aukast eftir því sem nær dregur miðju sólar og því eru inniviðirnir alls ekki einsleitir.

Eins og staðan er í dag er sólin nokkuð stöðug sólstjarna, þ.e. hún er ekki að ganga í gegnum miklar og örar breytingar. Þannig er sólin hvorki að þenjast út né falla saman og er heldur ekki að kólna eða hitna svo taki að nefna. Þess vegna er sagt að sólin sé í vökvajafnvægi (hydrostatic equilibrium) og varmajafnvægi (thermal equilibrium).

Orkan flyst frá kjarna sólar með varmaburði og geislaburði. Við varmaburð flyst hiti frá hlýrri svæðum upp á við, kólnar í leiðinni og sekkur aftur. Þetta ferli ber hita upp á við í sólstjörnum á sama hátt og vatn í potti flytur heitt vatn af botninum (sem er næst hitauppsprettunni) upp að yfirborðinu þar sem það kólnar og sekkur aftur. Í geislaburði berst varmi frá kjarna sólar með ljóseindum í átt að yfirborðinu.

Stjarneðlisfræðingar taka alla þessa þætti – vökva- og varmajafnvægið, orkuflutninginn, yfirborðshitastigið og ljósaflið – til þess að útbúa líkan af innviðum sólar. Útilokað er að sjá innviði sólar þar sem sólin er ógegnsæ. Ein leið til þess að skyggnast inn í sólina er að fylgjast með sveiflum eða titringi á yfirborðinu - svonefndum sólskjálftum - á svipaðan hátt og jarðfræðingar geta lært ýmislegt um innviði jarðar með því að skoða jarðskjálftabylgjur. Þessi fræðigrein kallast sólskjálftafræði (helioseismology).

Önnur leið til að skyggnast í innviði sólarinnar er að mæla fiseindir (neutrinos) sem myndast við kjarnasamruna í miðju hennar og berast hindrunarlaust út úr henni. Mælingar á fiseindum gerir okkur kleift að skyggnast beint inn í miðju sólar og fylgjast með þeim stað þar sem kjarnasamruninn á sér stað. Tölva er síðan látin smíða líkan eftir athugunum og útreikningum stjarneðlisfræðinga. Hér fyrir neðan er tafla sem sýnir uppbyggingu sólar.

Fjarlægð frá miðju sólar (sólarradíusar)	Hlutfall af ljósafli	Hlutfall af massa	Hitastig (milljón °C)	Eðlismassi (g/cm3)	Þrýstingur (miðað við þrýsting í kjarna)
0,0	0,00	0,00	15	150	1
0,1	0,42	0,07	13	90	0,46
0,2	0,94	0,35	9,5	40	0,15
0,3	1,00	0,64	6,7	13	0,04
0,4	1,00	0,85	4,8	4	0,007
0,5	1,00	0,94	3,4	1	0,001
0,6	1,00	0,98	2,2	0,4	0,0003
0,7	1,00	0,99	1,2	0,08	4 x 10-5
0,8	1,00	1,00	0,7	0,02	5 x 10-6
0,9	1,00	1,00	0,3	0,002	3 x 10-7
1,0	1,00	1,00	0,006	0,00030	4 x 10-13

Kjarni

Lagskipting sólar. Sólin skiptist í kjarna, geislunarhvolf, iðurhvolf og ljóshvolf. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn.

Kjarni sólar er talinn ná um 0,2 sólarradía frá miðjunni. Líkön benda til að eðlismassi kjarnans sé um 150 g/cm³ eða 150 sinnum meiri en eðlismassi vatns, hitastigið í kringum 15 milljón °C og þrýstingurinn um 3,4 x 10¹¹ loftþyngdir. Orka sólar myndast af völdum kjarnasamruna í kjarnanum, við ferli sem kallast róteindakeðjan þar sem vetni er umbreytt í helíum. Taflan fyrir ofan sýnir að ljósafl sólar nær 100% aðeins um fjórðung af vegalengdinni frá miðju sólar upp að yfirborðinu.

Orkumyndun sólar á sér því stað í innstu 25% af sólinni. Þar fyrir ofan er hitastigið og þrýstingurinn of lágur til þess að kjarnasamruni eigi sér stað. Kjarninn er því eini staðurinn í sólinni sem myndar orku af völdum samruna. Þaðan berst orkan með mismunandi flutningsmáta í gegnum nokkur önnur lög og hvolf áður en hún losnar út í geiminn.

Geislunarhvolf

Geislunarhvolfið (radiative zone) nær yfir 0,2 til 0,7 sólarradía. Í geislunarhvolfinu berst orkan ekki beint út á við því í þessum hluta er þéttleiki rafgassins mjög mikill. Ljóseindir sem bera orkuna lenda því í ótal árekstrum á leiðinni og kastast fram og aftur. Í geislunarhvolfinu fellur hitastigið úr sjö milljón gráðum niður í tvær milljón gráður og þrýstingur fellur niður í 0,2 g/cm³.

Iðuhvolf

Iðuhvolfið er ysta lag innviðis sólar, yfir geislunarhvolfinu og undir ljóshvolfinu, um 200.000 km þykkt. Í iðuhvolfinu fellur hitinn úr tveimur milljón gráðum, við neðsta hluta þess, niður í aðeins um 5600°C við ljóshvolfið. Iðuhvolfið er því nógu "kalt" til þess að þyngri jónir (á borð við kolefni, nitur, súrefni, kalk og járn) haldi í rafeindir sínar. Þessi atóm draga í sig ljóseindir svo geislun á erfiðara um vik að komast í gegn. Hitinn festist þar af leiðandi sem gerir rafgasið óstöðugt og það byrjar að sjóða. Myndast þá gríðarstórar bólur af heitu rafgasi sem streyma upp í átt að yfirborðinu. Varminn berst með öðrum orðum með varmaburði eða iðustreymi. Gasbólurnar hafa talsverð áhrif á yfirborðið, þar sem þær mynda sólýrur og ýruklasa.

Sólarorkan er um 1.700.000 ár á leið frá kjarnanum upp að ljóshvolfinu þaðan sem hún losnar frá sólinni. Sólarorkan flæðir þannig aðeins um 5 cm metra á klukkustund, 200 sinnum hægar en vaxtarhraði fingurnagla í samanburði. Það er forvitnilegt til þess að hugsa að orkan berst til jarðar frá sólinni á ljóshraða á aðeins átta mínútum, á meðan orkan sjálf varð til næstum tveimur milljónum árum áður.

Ljóshvolfið

 

Þrátt fyrir að ljóshvolfið sé svona þunnt er það ótrúlega ógegnsætt í sýnilegu ljósi. Væri þetta lag ekki svona ógegnsætt gætum við bókstaflega séð hundruð þúsundir km inn í sólina. Ástæða þessa ógegnsæis er sú að vetnisatómin sem í ljóshvolfinu eru hafa eina aukarafeind svo úr verður neikvætt hlaðin vetnisjón, H^-. Þessi aukarafeind slitnar auðveldlega frá vetnisatóminu dragi hún í sig sýnilegt ljós. Í ljóshvolfinu eru svo margar neikvætt hlaðnar vetnisjónir sem draga í sig ljós að hvolfið verður ógegnsætt.

Við getum lært heilmargt um ljóshvolfið með því að skoða það í gegnum stjörnusjónauka – en aðeins ef við notum þar til gerða sólarsíu til að koma í veg fyrir augnskaða. Sé horft á sólina í gegnum stjörnusjónauka án viðeigandi hlífðarbúnaðar veldur það óbætanlegum augnskaða! Við góðar aðstæður geta stjörnuáhugamenn með tiltölulega ódýrum búnaði, greint kornótt mynstur á ljóshvolfinu sem kallast sólýringur eða kornáferð (granulation). Hver sólýra (granule) (einnig stundum nefnd sólkorn) er ljósleit í miðjunni en dökkleit við jaðarinn. Birtumuninn má rekja til aðeins 30°C hitastigsmunar miðju og jaðars sólýrunnar. Birtumunurinn segir okkur einnig að hann myndast af völdum iðustrauma gass í ljóshvolfinu. Myndin hér fyrir neðan sýnir hvernig ýringarnir myndast þegar heitara gas stígur upp á við, kólnar, fellur til hliðanna og sekkur aftur ofan í sólina. Þetta er samsvarandi ferli og á sér stað í potti fullum af vatni á heitri eldavélahellu. Hver sólýra er meira en þrisvar sinnum stærri að flatarmáli en Ísland.

Jaðarhúmun á sólinni sést greinilega á þessari mynd sem undirritaður tók ásamt Arnold Björnssyni í gegnum 80mm linsusjónauka frá William Optics og White light sólarsíu þann 30. ágúst 2006. Notuð var Nikon D2x myndavél. Dökka svæðið hægra megin á sólskífunni er sólblettur. Mynd: Arnold Björnsson og Sævar Helgi Bragason.

Í gegnum stjörnusjónauka og sólarsíu (og einnig á ljósmyndum) sést að sóljaðarinn í ljóshvolfinu er dimmari en miðja skífunnar. Þetta er svonefnd jaðarhúmun (e. limb darkening) – deyfing ljóss við rönd sólarinnar – sem hlýst af því að efri hluti ljóshvolfsins er svalari en neðri hlutinn. Því virðist sólin bjartari við miðjuna en jaðarinn. Þegar við horfum á miðju sólar, sjáum við dýpra inn í ljóshvolfið en þegar við horfum á jaðarinn, þar sem við sjáum í efri og svalari hluta þess. Sólýrurnar og jaðarhúmunin sýna að efri hluti ljóshvolfsins hlýtur að vera svalari en neðri hlutinn.

Kvikmyndir af ljóshvolfinu sýna breytileika þess mjög vel. Sólýrur myndast, hverfa og verða til aftur á fáeinum mínútum. Á hverjum tíma þekja um fjórar milljónir sólýra yfirborð sólar. Fyrir ofan sólýrurnar sjálfar er stórt mynstur svokallaðra ýruklasa (supergranules) sem myndast á sama hátt og sólýrurnar sjálfar. Munurinn er sá að hefðbundinn ýruklasi er um 35.000 km í þvermál og inniheldur því nokkur hundruð sólýrur. Ýruklasarnir hreyfast á aðeins 0,4 km hraða á sekúndu eða einn-tíunda af hraða gassins í sólýrunum. Dæmigerður ýruklasi endist í um það bil sólarhring.

Þegar litrófsrannsóknir á ljóshvolfi sólar voru gerðar á nítjándu öld fundust gleypilínur efnis sem samsvaraði ekki neinu þekktu frumefni á jörðinni. Árið 1868 setti enski stjörnufræðingurinn Norman Lockyer fram þá tilgátu að þessar gleypilínur væru af völdum óþekkts frumefnis sem hann nefndi helíum, eftir gríska sólguðnum Helíos. Efnið fannst ekki á jörðinni fyrr en 25 árum síðar.

Lithvolf

Ytri og heitari lög sólar fyrir ofan ljóshvolfið mætti nefna einu nafni lofthjúp sólar, þótt það hugtak verði að taka með fyrirvara þar sem við tölum um ljóshvolfið sem yfirborð sólar, þótt það sé vissulega líka úr gasi.

Á hefðbundinni mynd af sólinni í hvítu sýnilegu ljósi virðist sem sólinni ljúki efst í ljóshvolfinu. Svo er hins vegar ekki eins og glögglega sést við sólmyrkva. Þá hylur tunglið ljóshvolfið í fáeinar mínútur en leiðir þess í stað í ljós rauðglóandi gaslag yfir ljóshvolfinu. Þetta lag kallast lithvolfið (chromosphere) og er innra af tveimur meginlögum lofthjúps sólar. Lithvolfið inniheldur afar lítið gas og er aðeins um tíu þúsundasti af þykkt ljóshvolfsins, eða tíu milljón sinnum þynnra en lofthjúpur jarðar, en er engu að síður talsvert breiðara.

Greining á litrófi lithvolfsins sýnir að hitastig þess eykst með aukinni hæð, gagnstætt því sem á sér stað í ljóshvolfinu. Hitastigið er yfir 4000°C neðst í lithvolfinu, við topp ljóshvolfsins, en nærri 25.000°C tvö þúsund kílómetrum ofar eða í efsta hluta lithvolfsins. Við svo hátt hitastig gefur vetni frá sér rautt ljós. Ein sterkasta litrófslínan í litrófi lithvolfsins er enda vetnis-alfa línan (H-α) svonefnda. Öldulengd hennar er 656,3 nanómetrar, í rauða hluta litrófsins og er það því uppspretta rauða litsins í lithvolfinu. Með því að skoða sólina í gegnum sérstakar vetnis-alfa sólarsíu geta stjörnufræðingar og stjörnuáhugmenn fylgst með lithvolfinu hvenær sem er en ekki aðeins við sólmyrkva eins og áður var.

Lithvolfið er einnig sýnilegt í ljósi sem jónað kalk (Ca-K eða kalsíum-kalín) gefur frá sér. Öldulengd jónaðs kalsíum-kalíns er 393,3 nanómetrar og er því að finna í fjólubláa hluta litrófsins. Til eru sérstakir sólarsjónaukar sem sýna stjörnufræðingum og stjörnuáhugamönnum sólina í kalsíum-kalín ljósi og er sólin þá fjólublá á að líta.

Sérkenni í lithvolfi sólar í vetnis-alfa og kalsíum-kalín ljósi. Myndir: Greg Piepol.

Myndirnar sem sjást hér til hliðar tók stjörnuáhugamaðurinn Greg Piepol í gegnum vetnis-alfa (H-α) og kalsíum-kalín (Ca-K) sólarsjónauka sem sýna fjölda sérkenna lithvolfsins. Á myndunum sjást meðal annars ljósleit svæði sem kallast sólflekkir (plages á ensku eftir franska orðinu yfir strönd). Sólflekkirnir virðast ljósleitari en umhverfið í kring vegna þess að þeir eru örlítið heitari. Sólflekkir sjást oftast í lithvolfinu við virk sólblettasvæði í ljóshvolfinu og eru taldir myndast rétt á undan sólblettunum, sennilega af völdum segulsviðs sem þrýstir heitara gasi upp á við. Þessi svæði sjást enn betur í kalsíum-kalín sjónaukum.

Á vetnis-alfa myndinni sjást ennfremur dökkleitir þræðir á sólinni sem kallast sólbendlar (filaments) en það eru nokkuð þétt gasský, föst í segullykkjum yfir yfirborði sólarinnar, örlítið kaldari en nálægt gas og virðast þess vegna dekkri. Sólbendlar sem sjást út fyrir rönd sólar, á svörtum bakgrunni, kallast sólstrókar (prominence).

Myndin til vinstri sýnir sólbrodda í lithvolfi sólar. Hægt er að sjá glóandi gas í lithvolfinu með berum augum við sólmyrkva. Myndin til hægri sýnir skýringarmynd af lofthjúpi sólar. Mynd: W. H. Freeman og Stjörnufræðivefurinn

Myndin hér til hliðar sýnir lóðréttra stróka úr rísandi gasi sem kallast sólbroddar (spicules). Gas í hefðbundnum sólbroddi rís og fellur með um 20 km hraða á sekúndu og getur náð nokkur þúsund km hæð uns hann fellur aftur niður og dofnar. Á hverjum tíma eru um það bil 300.000 sólbroddar á sólinni og þekja um 1% af yfirborði hennar. Hefðbundinn sólbroddur endist í aðeins um fimmtán mínútur eða svo.

Sólbroddar eru almennt séð staðsettir beint yfir brúnum ýruklasa sem kemur nokkkuð á óvart því gas í lithvolfinu rís á meðan gas í ljóshvolfinu sekkur við brúnir ýruklasa. Við nánari athugun kemur í ljós að segulsvið sólar á þarna hlut að máli.

Stökksvæðið (transition region) er mjög þunnt og óreglulegt lag sem aðskilur lithvolfið frá kórónu sólar. Í þessu lagi flæðir hiti úr kórónunni niður í lithvolfið og myndar í leiðinni þetta þunna svæði þar sem hitastigið lækkar hratt úr 1.000.000°C niður í um 20.000°C. Við þessi hitastig jónast vetni (missir rafeindina sína) og því er erfitt að greina svæðið. Ljósið frá svæðinu berst til okkar frá jónuðu kolefni, súrefni og kísli sem misst hafa þrjár rafeindir. Þessar jónir gefa frá sér útfjólublátt ljós og því er þetta svæði eingöngu sýnilegt í gegnum sólarsjónauka utan í geimnum sem eru færir um að greina útfjólublátt ljós. 

Kórónan

Kórónugeil og kórónulykkjur sjást vel á þessari mynd sem SOHO geimfarið tók 11. september 1997 í útfjólubláu ljósi. Sólkórónan er græn vegna jónaðra járnatóma. Mynd: SOHO

Kórónan er ysta lag lofthjúps sólar og tekur við af lithvolfinu. Kórónan er geysilega víðfeðm en hún teygir sig milljónir km út í geiminn. Þrátt fyrir gríðarlegt umfang inniheldur kórónan mjög lítið gas og birta hennar er aðeins milljónasti hluti af birtu ljóshvolfsins – ekki mikið bjartari en fullt tungl. Mestur hluti ljóssins sem frá kórónunni stafar er einfaldlega hvítt ljós frá ljóshvolfinu undir sem dreifist af völdum agna (aðallega rafeinda) í kórónunni. Þess vegna er ljósið frá kórónunni hvítt á litinn.

Kórónuna er því aðeins hægt að sjá þegar ljós frá ljóshvolfinu berst ekki til okkar, annað hvort við sólmyrkva eða með svonefndri kórónusjá sem eru sérstakir sjónaukar þar sem skífu er komið fyrir þannig að hún hylji ljóshvolfið (nokkurs konar gervisólmyrkvi).

Á myndum SOHO geimfarsins sést að kórónan er hvorki einsleit í hita né þéttleika. Þéttustu og heitustu svæðin eru björt á að líta en þunnu og svalari svæðin eru dökkleitari. Stærstu dökku svæðin kallast kórónugeilar (coronal holes) og eru nokkurs konar göt í kórónunni eins og heitið ber með sér. Agnir streyma fremur auðveldlega í gegnum þessi þunnu svæði út í geiminn. Þar af leiðandi telja menn að kórónugeilar séu meginútgangur sólvindsins frá sólinni. Streymi gas út úr kórónugeil í átt til jarðar megum við eiga vona á fallegri norðurljósasýningu.

Í rafgasi hafa segulsviðslínur og efnið í rafgasinu tilhneigingu til að færast saman. Það þýðir að iðustraumar þrýsta efni út í átt að jöðrum ýruklasa en einnig segulsviðslínunum. Afleiðingin er sú að lóðréttar segulsviðslínur hlaðast upp umhverfis ýruklasa. Rafgas sem festist við þessar segulsviðslínur lyftist upp á við og myndar sólbrodda.

Kórónulykkja á sólinni og jörðin til samanburðar.

Tilhneiging rafgass til að fylgja segulsviði sólar útskýrir einnig að hluta hvers vegna hitastig kórónunnar er svona hátt. Rannsóknir sýna að segullykkjum eða segulbogum (coronal loops), sem teygja sig þúsundir km út í kórónuna, fylgir straumur rafhlaðinna agna. Ef tveir bogar með gagnstæða segulstefnu koma nærri hver öðrum getur segulsvið þeirra jafnast út í ferli sem kallast segultenging (magnetic reconnection). Gríðarlegt magn orku er geymt í segulsviðinu sem þá losnar út í kórónuna í formi hita.

Kórónuskvetta (e. Coronal mass ejections) eða kórónugos er, líkt og heitið bendir til, útkast efnis úr kórónu sólar - gríðarstórar gasbólur sem springa út frá kórónunni. Efnið sem þeytist út í geiminn er mestmegnis rafgas (plasma) úr rafeindum og róteindum en inniheldur einnig þyngri efni á borð við helíum, súrefni og járn í minna magni. Kórónuskvetta getur innihaldið allt að tíu milljarða tonna af efni og ef það stefnir í átt til jarðar, verða til miklir segulstormar (e. geomagnetic storms) með tilheyrandi norðurljósasýningu. Kórónuskvettur ferðast venjulega á milli 500 til 1500 km hraða á sekúndu og er efnið því tvo til þrjá daga að ferðast 150 milljón km vegalengd milli jarðar og sólar.

Sjá nánar: Sólkórónan og Kórónuskvettur

Sólblettir og sólblettasveiflan

Hreyfimynd sem sýnir hvernig sólblettahópurinn 10410 stækkar, á tímabilinu 16. júlí og 22., úr smáum blettum í bletti 10 sinnum stærri en jörðin. Mynd: SOHO

Þegar sólin er skoðuð í gegnum stjörnusjónauka og hefðbundna sólarsíu eru sólblettir (sunspots) þau einkenni sem auðveldast er að sjá. Sé fylgst með sólblettum í nokkra daga má sjá þá breytast, stækka eða minnka, á sama tíma og þeir ferðast þvert yfir skífu sólar. Sólblettir eru dökkleit svæði í ljóshvolfinu sem birtast stundum stakir en oftar en ekki í hópum. Blettirnir eru mjög misstórir, oftast nær miklu stærri en jörðin að þvermáli og geta jafnvel orðið stærri en Júpíter.

Sólblettir myndast þar sem sterkt staðbundið segulsvið hindrar að heitara gas stígi upp á við. Út frá Wienslögmáli má reikna út að hitastig sólbletts sé rétt yfir 4000°C, samanborið við tæplega 5600°C hitastig ljóshvolfsins í kring. Með lögmáli Stefan-Boltzmann má reikna út að bletturinn sendir frá sér 30% minna ljós en náliggjandi svæði. Sólblettirnir eru því svalari og virkari svæði þar sem hitastigsmunur birtist sem birtumunur. Þess vegna eru sólblettirnir dökkir á að líta.

Sterkara segulsvið við sólblettasvæðin veldur hitun kórónunnar að hluta og myndar virkari svæði. Þessi virku svæði valda sólblossum og kórónuskvettum.

Sólblettir eru ekki varanleg fyrirbæri í ljóshvolfinu en líftími þeirra er frá fáeinum klukkustundum upp í fáeinar vikur eða mánuði. Fjöldi sólbletta er sömuleiðis óstöðugur og breytist umtalsvert yfir ellefu ára tímabil sem kallst sólblettasveifla (solar cycle). Þegar sólblettasveiflan er í lágmarki eru sárafáir eða jafnvel engir sólblettir á sólinni svo mánuðum skiptir. Þegar sólblettasveiflan nær hámarki á nýjan leik er sólin óhemju virk og fjölmargir sólblettahópar myndast. Búist er við því að næsta sólblettahámark verði í maí 2013, en þá veikara en venjulega.

Fjöldi sólbletta er ekki aðeins breytilegur heldur staðsetning þeirra líka á þessari ellefu ára sólblettasveiflu. Þessu fyrirbæri er lýst með lögmáli Spörers. Við upphaf hvers tímabils, rétt eftir sólblettalágmarkið, birtast sólblettir fyrst í kringum þrítugustu breiddargráðu norðan og sunnan miðbaugs. Næstu ár á eftir færast myndunarsvæði blettanna nær miðbaug. Þegar myndunarsvæðin eru kortlögð yfir eina sólblettasveiflu kemur falleg fiðrildalínurit í ljós. Ástæðan er enn ókunn.

Sólblettasveiflan hefur þar með augljós áhrif á geimveðrið og jafnvel loftslag jarðar. Sólblettalágmörk hafa verið tengd svalara loftslagi á jörðinni á meðan sólblettahámörk tengjast hlýrra loftslagi. Á 17. öld virðist sem sólblettasveiflan hafi, af einhverjum ókunnum ástæðum, svo til stöðvast í nokkra áratugi svo sárafáir sólblettir birtust á þessu tímabili sem þekkt er sem Maunderlágmarkið (Maunder minimum). Maunderlágmarkið helst í hendur við mikið kuldaskeið sem gekk yfir Evrópu á þessum tíma og kallast Litla ísöldin.

Rannsóknir á sólinni

Hægt væri að koma fyrir rúmlega 1 milljón jarða inni í sólinni ef hún væri hol að innan. Myndin sýnir 1 milljón af pínulitlum litlum frauðplastkúlum inni í stórri plastkúlu. Mynd: Stjörnufræðivefurinn

Sólin hefur alla tíð leikið mikilvægt hlutverk í menningu mannkynsins enda eru augljósustu áhrif hennar á jörðina vitaskuld ljós og hiti. Algengt var að menn persónugerðu sólina sem guð, líkt og forn-Egiptar, Inkar og Astekar gerðu svo fátt eitt sé nefnt.

Sólmyrkvar eru tvímælalaust meðal áhrifamestu stjarnfræðilegu fyrirbæra sem hægt er að sjá með berum augum. Lengi vel trúðu menn að sólmyrkvar væru fyrirboðar válegra tíðinda, líkt og þegar halastjörnur birtust skyndilega. Það kemur þar af leiðandi engum á óvart að forn menningarsamfélög hafi skrásett svo mikilvæga atburði. Elsta skráða heimildin um sólmyrkva, sem vitað er um, er að finna á leirtöflu sem fannst í fornu borginni Úgarít, þar sem í dag er Sýrland, og lýsir sólmyrkva sem varð sennilega 5. mars árið 1225 fyrir okkar tímatal (f.o.t.). Vísindasagnfræðingar eru almennt sammála um að Babýlóníumenn í Mesópótamíu hafi haldið kerfisbundna skrá yfir sólmyrkva í kringum 800 f.o.t. og gætu hafa spáð fyrir um þá með nokkurri nákvæmni.

Stöku sinnum þegar sólin er hulin þykku mistri, þoku eða skýjum er hægt að greina stóra sólbletti með berum augum. Sólin var vitaskuld lengi talin fullkomin og því fönguðu þessi dökku svæði vissulega áhuga manna sem skrásettu þá. Elstu heimildirnar um sólbletti er að finna í kínversku bókinni I Ching (Bók breytinganna) sem tekin var saman í Kína í kringum eða fyrir 800 f.o.t.

Í kringum 350 f.o.t. setti gríski heimspekingurinn Aristóteles fram þá heimsmynd að jörðin væri miðja heimsins og í kringum hana snerust sólin, reikistjörnurnar og stjörnuhvelfingin. Aristóteles kom sólinni fyrir á fjórða hvel. Fjórum öldum síðar lagfærði rómversk-egifski fjölfræðingurinn Kládíus Ptólmæos heimsmynd Aristótelesar þegar hann lýsti færslu himinhnattanna stærðfræðilega.

Um 150 árum eftir Aristóteles gerði gríski stærðfræðingurinn Aristarkos frá Samos tilraun til þess að reikna út fjarlægðina milli jarðar og sólar með einfaldri hornafræði. Þótt niðurstaða Aristarkosar hafi verið fjarri réttu gildi var hann engu að síðu fyrstur manna til þess að setja stærð heimsins í stærðfræðilegt samhengi á frekar einfaldan hátt.

Fátt markvert gerðist í rannsóknum á sólinni um nokkurra alda skeið. Árið 1543 birti pólski munkurinn Nikulás Kópernikus breytta og byltingakennda heimsmynd á dánarbeði. Í bók sinni Um snúning himinhnattanna (De Revolutionibus Orbium Coelestium) rak Kópernikus fleyg í heimsmiðjukenninguna - sem kirkjan stóð fast vörð um - þegar hann sagði sólina í miðju heimsins og að jörðin væri líkt og hver önnur reikistjarna sem snerist í kringum hana. Kenning Kópernikusar olli talsverðu fjaðrafoki en vann smám saman hylli fleirri fylgismanna og batt endi á jarðmiðjukenninguna.

Þegar stjörnusjónaukinn kom til sögunnar í upphafi 17. aldar varð bylting í rannsóknum í stjörnufræði. Árið 1610 beittu menn í fyrsta sinn sjónauka til rannsókna á sólinni. Með einfaldri aðferð gátu stjörnufræðingar þess tíma skoðað sólbletti á öruggan hátt. Rannsóknir á blettunum varð til þess að smám saman komust menn að snúningshraða sólar og möndulhalla hennar miðað við sólbauginn.

Sólmiðjukenning Kópernikusar færði sólina í miðju heimsins í stað jarðar en engu að síður gerðu flestir skýran greinarmun á sólinni og fastastjörnum himinhvelfingarinnar. Árið 1644 kom franski heimspekingurinn René Descartes (frb. Díkart) fram með þá hugmynd að sólin væri stjarna líkt og þær sem við sjáum á næturhimninum.

William Herschel uppgötvaði innrauða geislun frá sólinni.

Skömmu eftir 1660 sýndi Ísak Newton fram á með tilraun að sólarljós var samsett úr öllum regnbogans litum. Newton lét sólarljósið ferðast í gegnum þrístrending (prisma) og tókst þannig að skilja ljósið í frumliti sína, litrófið sjálft.

Árið 1800 sýndi William Herschel fram á tilvist innrauðra geisla í litrófi sólar. Þetta tókst Herschel þegar hann kom hitamæli fyrir við rauða enda litrófsins og greindi hitastigsaukningu. Herschel taldi þessa ósýnilegu geisla af sama meiði og sýnilega ljósið en þar sem augu okkar væru ekki næm fyrir þeim gætum við ekki séð þá. Herschel leitaði árangurslaust sambærilegra geisla við fjólubláa enda litrófsins.

Ári síðar setti Johann Wilhelm Ritter upp svipaða tilraun og Herschel en í stað hitamælis kom hann fyrir pappír þökktum silfurklóríði. Þegar sólarljósið fór í gegnum þrístrendinginn dökknaði pappírinn handan fjólubláa hluta litrófsins. Ritter sýndi þar með fram á tilvist útfjólublárrar geislunar.

Árið 1802 tók enski efna- og eðlisfræðingurinn William Hyde Wollaston eftir dökkum línum í litrófi sólar. Wollastone fór ekki hátt með þessa uppgötvun sína og lítið gerðist fyrr en fimmtán árum síðar þegar Joseph von Fraunhofer uppgötvaði sjálfur sömu línur. Vísindamenn áttuðu sig fljótt á að hægt var að nota þessar litrófslínur til þess að finna út eðliseiginleika lofthjúps sólar þar sem svipaðar línur höfðu sést í rannsóknarstofum. Var þetta fyrsta skrefið í átt að litrófsrannsóknum á sólinni sem bylti ekki aðeins þekkingu á sólinni heldur stjörnufræðinni sem vísindagrein. Í dag er mikilvægustu upplýsingum um sólina og stjörnur aflað með litrófsrannsóknum.

Í lok nítjándu aldar og upphafi þeirrar tuttugustu deildu menn um orkuupspprettu sólar. Hvers vegna sólin skín var ein helsta ráðgáta vísindanna þess tíma. Kelvin lávarður (sem Kelvin hitakvarðinn er nefndur eftir) taldi sólina fljótandi hnött sem smám saman væri að geisla frá sér innri hita. Kelvin og Hermann von Helmholtz settu fram þá hugmynd að orkuuppsprettan væri samþjöppun, svonefndur Kelvin-Helmholtz samdráttur. Útreikningar bentu hins vegar til að slíkt væri útilokað því þá væri aldur sólar í kringum 25 milljón ár. Sönnunargögn jarð- og líffræðingar sögðu aftur á móti að aldur jarðar mældist í hundruðum milljónum eða milljörðum ára.

Árið 1905 birti Albert Einstein byltingakennda grein um vensl massa og orku sem fram að þeim tíma höfðu verið taldir tveir aðskildir hlutir. Einstein leiddi út úr jöfnum sínum um takmarkað afstæði að orka jafngilti margfeldi massa og ljóshraða í öðru veldi (E = mc²). Þessi fræga jafna segir að hægt er að umbreyta örlitlum massa í gríðarlega orku og hlaut hún fljótt hljómgrunn meðal stjörnufræðinga sem veltu því óneitanlega fyrir sér hvort hún lýsti orkuuppsprettu sólar á einhvern hátt.

Á þriðja áratug tuttugustu aldar sýndi breski stjörnufræðingurinn Sir Arthur Eddington (sem síðar færði fram fyrstu sönnunargögnin sem studdu kenningar Einsteins) fram á að hitastigið í miðju sólar væri gríðarlega hátt og þar gætu vetniskjarnar verið til staðar. Annar breskur stjörnufræðingur, Robert Atkinsson benti á að þetta hitastig væri nægilegt til þess að kjarnasamruni ætti sér stað, þegar vetniskjarnar mynda helíumkjarna og losa í leiðinni gríðarlega orku líkt og jafna Einsteins sagði til um. Vetni fannst í sólinni árið 1925 og kennileg útfærsla kjarnasamruna var sett fram skömmu eftir 1930 af stjarneðlisfræðingunum Subrahmanyan Chandrasekhar og Hans Bethe. Var þá loksins komið svar við spurningunni: Hvers vegna skína stjörnurnar?

Könnun gervitungla

Fyrstu könnunarförin sem rannsökuðu sólina voru Pioneer 5, 6, 7, 8 og 9 geimför NASA, sem send voru út í geiminn milli 1959 og 1968. Þetta voru fyrstu geimförin sem mældu nákvæmlega sólvindinn og segulsvið sólar rétt fyrir utan braut jarðar.

Skömmu eftir 1970 var sólarsjónauka komið fyrir um borð í Skylab geimstöð Bandaríkjamanna. Sjónaukinn veitti mönnum einstakar myndir og upplýsingar um sólvindinn og sólkórónuna ásamt Helios 1 gervitunglinu, sem var á braut um sólina á sama tíma. Með sólarsjónaukanum í Skylab gátu vísindamenn fylgst með sólinni á mismunandi öldulengdum og uppgötvuðu meðal annars kórónuskvettur og kórónugöt.

Árið 1980 sendi NASA á loft Solar Maximum gervitunglið sem kannaði gammageislun, röntgengeislun og útfjólubláa geislun þegar virkni sólarinnar var sem mest. Fáeinum mánuði eftir geimskotið bilaði rafkerfi í gervitunglinu sem olli því að það var óstarfhæft um þriggja ára skeið. Árið 1984 sóttu geimfarar um borð í Challenger geimferjunni gervitunglið, lagfærðu það og komu fyrir á nýrri braut. Í kjölfarið náði gervitunglið þúsundum mynda af kórónu sólar áður en það féll í gegnum lofthjúp jarðar í júní árið 1989.

Árið 1991 sendi japanska geimstofnunin (JAXA) gervitunglið Yohkoh (sólargeisli á japönsku) út í geiminn til rannsókna á sólblossum í röntgengeislun. Gögn geimfarsins gerðu vísindamönnum kleift að setja upp flokkunarkerfi fyrir sólblossa, en sýndu einnig að kórónan var mun virkari við lágmark sólar en menn áttu von á. Yohkoh fylgdist með sólinni yfir heila sólblettasveiflu uns það hætti störfum árið 2001 og brann svo upp í lofthjúpi jarðar árið 2005.

Öll þessi gervitungl hafa rannsakað sólina frá sólbaugsfletinum og því að mestu leyti aðeins fylgst með miðbaugssvæðum sólar. Árið 1990 var Ódysseifi (e. Ulysses) skotið á loft sem var sameiginlegur leiðangur bandarísku og evrópsku geimstofnananna. Ódysseifi var ætlað að kanna pólsvæði sólarinnar, fyrst geimfara. Í fyrstu var för geimfarsins heitið til Júpíters með það að markmiði að þeyta sér framhjá reikistjörnunni og á braut hátt yfir sólbauginn. Þegar Ódysseifur var kominn á tilætlaða braut hóf það að fylgjast með sólvindinum og mæla styrk segulsviðsins á hærri breiddargráðum sólar en áður hafði verið gert. Ódysseifur er enn á braut um pólsvæði sólarinnar þegar þetta er skrifað.

Sýnasöfnunarhylki Genesis sneri til jarðar með fyrstu sýnin af ögnum frá sólinni. Hylkið brotlenti í eyðimörkinni í Utah en mönnum tókst engu að síður að rannsaka ómenguð sýni. Mynd: NASA

Í von um að varpa frekara ljósi á efnasamsetningu sólar sendi NASA á loft sýnasöfnunarfarið Genesis árið 2001. Genesis safnaði sýnum úr sólvindinum í þrjú ár og sneri aftur til jarðar árið 2004. Þegar sýnahylkið féll í gegnum lofthjúpinn vildi svo óheppilega til að fallhlífin opnaðist ekki og brotlenti sýnahylkið í eyðimörkinni í Utah í Bandaríkjunum. Þrátt fyrir að sýnasöfnunarhylkið hafi skemmst tókst mönnum að bjarga nokkrum sýnum og stendur rannsókn á þeim yfir.

Í september 2006 sendu Japanir á loft Hinode geimfarið (sólarupprás á japönsku) til að fylgja eftir árangri Yohkoh gervitunglsins. Um borð í Hinode er einn öflugasti sólarsjónauki sem sendur hefur verið út í geiminn og hefur hann skilað ótrúlegum myndum af virkni á sólinni.

Í október sama ár sendi NASA á loft STEREO geimförin (Solar Terrestrial Relations Observatory). Um er að ræða tvö nákvæmlega eins geimför sem horfa á sólina frá tveimur ólíkum sjónarhornum. Þetta gerir vísindamönnum kleift að taka þrívíðar ljósmyndir af sólinni og virkni á henni.

SOHO, SDO og Solar Probe Plus

Sólin séð í orkuríku útbláu ljósi með augum Solar Dynamics Observatory þann 30. mars 2010. Litirnir tákna mismunandi hitastig. Rauði liturinn táknar tiltölulega kalt gas (60.000°C) en blái og græni liturinn heitara gas (meira en 1 milljón °C). Mynd: NASA

Árangursríkasta sólkönnunarfarið hingað til er án nokkurs efa SOHO geimfarið (Solar and Heliospheric Observatory). SOHO geimfarið er sameiginlegur leiðangur bandarísku og evrópsku geimstofnananna og var skotið á loft frá Canaveralhöfða í Flórída þann 2. desember 1995. SOHO er enn að störfum og er eins konar veðurtungl sem fylgist með geimveðrinu, þ.e. sólvindum, kórónuskvettum og kórónugötum á sólinni og hefur í leiðinni fundið fjölda sólsleikja en það eru litlar halastjörnur sem koma of nærri sólinni og gufa þá upp.

Geimfarið er staðsett milli jarðar og sólar, í um 1,5 milljón km fjarlægð frá jörðinni, á svokölluðum Lagrange-punkti þar sem þyngdartog beggja hnatta jafnast út. Þessi staðsetning gerir geimfarinu kleift að stara stöðugt á sólina og ljósmynda hana á mismunandi öldulengdum ljóss.

Leiðangur SOHO hefur reynst svo árangursríkur að vísindamenn hyggja á annan leiðangur sem fylgja á eftir uppgötvunum SOHO. Í október 2009 var Solar Dynamics Observatory (SDO) geimfari NASA skotið á loft. Því er ætlað að gera vísindamönnum kleift að spá fyrir um sólblossa og kórónuskvettur meðal annars. Í SDO er öflugasta myndavél sem búin hefur verið til fyrir rannsóknir á sólinni í geimnum.

Árið 2015 hyggst NASA senda á loft Solar Probe Plus gervitunglið. Því er ætlað að rannsaka ytri hluta kórónu sólar og komast í innan við 5,9 milljónir km frá yfirborði hennnar.

Sólgos

Að skoða sólina

Sjá nánar: Sólskoðun

Sólskoðun hjá Stjörnuskoðunarfélagi Seltjarnarness á Austurvelli 17. júní 2008.

Sólskoðun getur verið einstaklega ánægjuleg tilbreyting við stjörnuskoðun að nóttu til. Fyrir það fyrsta er sólskoðun stunduð að degi til þegar oftast er nokkuð hlýtt í veðri. Þar að auki er sólin mjög tilkomumikil og getur tekið sjáanlegum breytingum á nokkrum mínútum og klukkustundum. Aftur á móti er mjög mikilvægt að fara með gát og tryggja öryggi sitt og annarra ef skoða á sólina. Sólskoðun krefst mikillar árverkni enda getur augnablikskæruleysi valdið óbætanlegum augnskaða.

Varúð! Horfið aldrei upp í sólina án viðeigandi hlífðarbúnaðar. Slíkt getur valdið óbætanlegum augnskaða!

Sólin er geysilega björt, raunar svo björt að ef horft er á hana með berum augum þótt ekki sé nema í smástund getur það valdið augnskaða. Enn verra er að nota einhvers konar sjóntæki á borð við handsjónauka eða stjörnusjónauka án viðeigandi sólarsía. 

Einfaldasta og öruggasta leiðin til að skoða sólina er að notast við viðurkenndar sólarsíur eins og þær sem fást hjá Sjónaukar.is. Sólarsíur eru alltaf settar framan á sjónaukana og koma veg fyrir að skaðleg geislun berist inn í sjónaukann. Þessar síur hleypa aðeins hundrað þúsundasta hluta ljóssins í gegn og tryggja það að sólin verður nægilega dimm til þess að auðvelt sé að skoða hana. Aldrei skal nota sólarsíur sem settar eru á augnglerin sjálf (slíkar síur skjóta oftast upp kollinum á vefsíðum á borð við E-Bay) þar sem þær gera ekkert gagn.

Algengustu sólarsíurnar eru svokallaðar White Light síur sem gera stjörnuáhugamönnum kleift að sjá sólina í sínu hefðbundna hvíta ljósi. Í gegnum slíkar síur sjást sólblettir á ljóshvolfi sólar sérstaklega vel. Á síðustu árum hafa sérstakir sólarsjónaukar notið mikilla vinsælda meðal stjörnuáhugamanna. Munurinn á sólarsjónaukum og sólarsíunum er sá að sólarsjónaukarnir eru með innbyggðri síu sem hleypir aðallega í gegnum sig vetnis-alfa (H-α) geislun frá vetni í lithvolfi sólarinnar. Því sjást ýmis smáatriði og fyrirbæri (t.d. sólstrókar) sem ekki er hægt að greina með gleraugum, gler- og mylarsíum þar sem geislun frá ljóshvolfi sólarinnar er ráðandi.

Sólin á einni mínútu

Fréttir af sólinni

• 01.07.14 — Sólblossar valda kórónuregni

Tengt efni

• Ljósið
• Rafsegulrófið
• Svarthlutargeislun
• Sólblettir
• Sólblettasveiflan
• Sólblossar
• Kóróna sólar
• Kórónuskvettur
• Norðurljós
• Sólbendlar og sólstrókar
• Sólmyrkvi
• Solar Dynamics Observatory
• Sólskoðun
• Myndun stjarna
• Hvítir dvergar
• Vetrarbrautin okkar

Tenglar

• SOHO
• Solar Dynamics Observatory
• STEREO
• SpaceWeather.com

Heimildir

1. Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins og Chaikin, Andrew (ritstj.). 1998. The New Solar System. Cambridge University Press, Massachusetts.
2. Freedman, Roger og Kaufmann, William. 2004. Universe, 7th Edition. W. H. Freeman, New York.
3. Ferris, Timothy. 2002. Seeing in the Dark: How Backyard Stargazers are Probing Deep Space and Guarding Earth from Interplanetary Peril. Simon & Schuster, New York.
4. Hoskins, Michael. 1997. Cambridge Illustrated History of Astronomy. Cambridge University Press, Massachusetts.
5. McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence og Weissman, Paul (ritstj.). 2006. Encyclopedia of the Solar System. Academic Press, California.
6. Pasachoff, Jay. 1998. Astronomy: From the Earth to the Universe, fimmta útgáfa. Saunders College Publishing, Massachusetts.

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Sævar Helgi Bragason (2010). Sólin. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornufraedi.is/solin (sótt: DAGSETNING).