Sola

=**Sola**=



I sentrum av solsystemet finn me sola, som er 4,6 milliardar år gammal. I bane rundt sola sirkla mellom anna jorda, planetar og astroidar. Sola utgjer nesten heile massen til solsystemet (99%), og gjennom fotosyntesen støttar den nesten alt liv på jorda. Hydrogen og helium utgjer henholdsvis 74 % og 25 % av sola, mens den siste prosenten består av tyngre grunnstoff. Ved fusjon blir hydrogen omgjort til helium, og noko til gammastråling. Etter ca. 5 milliardar år vil sola bli til ei raud kjempe, og så til ein kvit dverg som gjennom fleire milliardar år vert gradvis avkjølt. Det er fortsatt mange ubesvarte spørsmål rundt den store stjerna sola.

Sola er 1 390 000 km i diameter, og har ein masse på 1.989e30 kg. Inne i kjerna har er temperaturen 15 600 000 K, og overflata har ein temperatur på 5800 K.

Sola er delt inn i 7 områder, som me skal forklare litt nærare kva dei forskjellig områdene er.

Sola's kjerne har ein temperatur på 13 600 000 kelvin. Det er kun her det går føre seg pp-reaksjon, og det er denne reaksjonen som gjer at sola held seg varm i fleire milliardar år i staden for at den eksploderer med ein gong. I kjernen er det eit trykk på rundt 25 petaPascal, og
 * Kjernen:**
 * Strålingssona:** Strålingssona går fra kjena og ut til ca 70% av radien. Her vert energi overført (frå kjerna), dette skjer ved at foton vert sendt ut og reabsorbert etter kort veg. I dette området synk temperaturen gradvis. Strålinga brukar veldig lang tid gjennom dette området (fleire tusen år, men kan også bruke fleire millionar år). Mykje av gammastrålinga (svært høg energi) frå kjernereaksjonen, vert omforma til kontinuerlig spektrum ved lengre bølgelengder.


 * Konveksjonssonen:** Når temperaturen har komme under 2 000 000 K, er ikkje temperaturen høg nok til å drive energiforflyttinga ved stråling, (dette skjer ved radius ca 500 000 km. Her i fra (150 000 km til overflata), vert energien overført ved konveksjon. I konveksjonssona finn me varm plasma som strøymer oppover, og plasma som har blitt avkjølt synk nedover.


 * Fotosfæren:** Her vert sola sin materie transparent for synleg lys. Energien vert strålt ut som varmestråling, synleg lys og energirike foton. I frå konveksjonssona kjem der bobler, som vert sett som granluer på den synlege overflata. (gjennomsnitts temperatur 5800K). Bevegelsane i plasmaet er årsaka til solflekkar, faklar og protuberanser. Solflekkane er kladare områder (3800K), solflekkane kan bli ganske store, årska til solflekkane er endå ganske ukjende, men dei kjem av kompliserte vekselsvirkningar i magnetfeltet.


 * Kromosfæren:** Kromosfæren er området over fotosfæren, og strekk seg ca 10-15 km ut. Dette området består stort sett av hydrogen. Kromosfæren har eit svakt raudt skinn frå reemisjon av foton frå hydrogen. I dette området aukar temperaturen gradvis til 100 000 K. Kromosfæren og koronaen er sola sin atmosfære.


 * Korona og solvind:** Korona er det ytste lage på sola. Temperaturen ligger mellom 1-2 millionar K. Atoma i Korona er høgt ioniserte, det vil seie at atoma nesten ikkje har nokon elektron, og sender ut UV- og røntgen stråling. Korona består av eit plasma der 95% er helium og 4% er hydrogen og resten er an dre atom inkludert frie elektron. Magnetfeltet rundt ekvator på sola held det meste av gassen i korona på plass. Nokre gonger skyt det likevel straumar av elektrisk ladde partiklar ut frå korona. Desse straumane vert kalla solvind og kan delast i to: den "langsame" solvinden og den "hurtige" solvinden. Den "langsame" solvinden oppstår frå straumar frå traktforma utbrot og har ein fart på 350-400 km/s. Den "hurtige" solvinden kjem frå eit såkalla korokahol der solvind partiklar kan strøyme uhindra ut. Desse hola oppstår der magnetfeltlinjer i korona peikar rett ut i rommet. Farten ligg på 700 til over 900 km/s. Me kan sjå solvinden når den passerer jorda. Den er då kjent som nordlys. Atmosfæren rundt jorda beskyttar oss mot solvinden som held fram til den ytste grensa av solsystemt vårt. Solvinden vernar oss mot stjernevindar frå andre stjerner og vernar solsystemet vårt mot kosmisk stråling.


 * Magnetosfæren: Koronaen går over til å bli magnetosfære (heliosfæren), men har ikkje noko klar grense. Magnetfeltet strekk seg ca 7 500 mrd km ut.**

Som me veit ganske godt, sender stjernene ut store mengdar foton (lys). For at ei stjerne skal kunne gjere dette må det skje nokre reaksjonar inne i stjerna. Ei stjerne på hovudserien (sjå "HR-diagram" i link til venstre) produserer energi ved at hydrogen i sentralområdet fusjonerer til helium. Det er to ulike måtar dette kan gå føre seg på, gjennom proton-proton-kjeda og gjennom karbonsyklusen: PP-kjeda: Proton-proton-fusjonen krev berre hydrogen for å danne helium, medan karbonsyklusen krev karbon som katalysator: Nettoresultatet for begge reaksjonane er at frie hydrogenkjernar slår seg saman til ei heliumkjerne. I tilleg vert det danna to positive elektron og to nøytrino. Det vert frigjort energi sidan massen til sluttproduktet er mindre enn den samla massen til dei fire hydrogenatoma (E=mc^2). Me kan skriva reaksjonen slik: Her er e+ positron, v nøytrino og y energi som er frigjord i form av gammastråling. Det vert danna gammastråling når positrona etter kort tid kolliderer med elektron slik at partiklane annihilerer og vert omforma.
 * PP-kjeda og CNO- syklusen:**

__**Sola sine "månar":**__ Det er ei stor mengd legeme som går i omløp rundt sola, det har vore mykje diskutert kva legeme som skal definerast som planet og smålegemer.

Venus Tellus (jorda) Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun (Pluto)- ikkje lenger definert som planet**
 * Merkur

Solenergi
Sola er kjelda til nesten all energibruken på jorda. Den enorme mengda av energi kjem frå sola si kjerne der hydrogenkjernar vert omdanna til heliumkjernar. Jorda mottar omtrent 1020 W per kvadratmeter ved havoverflata. Dette betyr at Jorda mottar 15 000 gonger så mykje solenergi kvart år enn det me menneske brukar. Bare i Noreg vert det mottatt 1500 gongar meir energi enn me brukar i løpet av eit år. Det er denne kraftige energien som får jorda til å fungere slik den gjer. Den styrer blant anna temperaturen, været og drivhuseffekten. Problemet er å få utnytta ein stor nok mengde av denne elektromagnetiske strålinga på ein effektiv og billig måte. I dag utnyttar me i hovudsak energien frå sola på to måtar: ved å omskape energien til varme (solfanger) eller til elektrisk energi ved hjelp av solceller (også kalla photovoltic).

I Noreg er bruken av solceller vanlegast. Solceller bygger på prinsippet om den fotoelektriske effekten, som går ut på at metall gir frå seg elektron ved påverking av lys. Solenergien består av foton. Ei solcelle plate omdannar fotona til elektrisitet normalt sett ved bruk av halvledarar, der krystallisk silisium er vanlegast. For å få elektrona til å gå gjennom kretsen i solcella, blir to plater av SIlisium sett inntil kvarandre. Ved å "dope" dei to ulike plantene med ulike stoff vert ladningen til platene endra. I plata der ein tilsett bor, vert det danna p-type silisium som har flest negative elektron som ladningsberarar. I plata der der ein tilsett fosfor, vert det danna n-type silisium som har flest positive "hol" som ladningsberarar. Når sidene møtest hoppar elektron frå p-sida til n-sida slik at det oppstår eit elektrisk felt der dei negativt ladde frie elektron samlar seg på n-sida. Det er då tomt for frie elektron på p-sida. Der er no sollyset kjem inn. Sollyset eksiterer elektron frå atoma på p-sida slik at elektrona vert dradd over spenningsbarrieren og over på n-sida. Dersom ein koplar til ein ytre krins tar dei frie elektrona denne "enkle" vegen tilbake frå n-sida til p-sida. Denne straumen er proporsjonal med mengda sollys som treff cella. Ei solcelle gir frå seg ca. 0,48 volt. For å få større effekt, slik at energien kan nyttast, vert solcellene seriekopla i eit solpanel.

Sola sin rotasjon:
Sola roterer rundt sin eigen akse i ein periode på 24,2 døgn, men nermare 40 døgn ved polane. Den differensielle rotasjonen er på grunn av at sola består av gass.

Sola si død
Sola ligg i dag i sprektalklasse G i HR-diagrammet med ein overflate temperatur på ca 5780 K. Ein reknar med at sola har rundt 5,5 miliardar år igjen før den endar opp som ein kvit dverg. Sola sendar 40% meir varme no enn for 4,6 millilardar år sidan. Om nye 5,5 milliardar år vil sola mest sannsynleg stråle tusen gonger så kraftig enn den gjør i dag. Når tida er inne vil omlag 10% av den opphavelege stjernemassen fusjonere frå hydrogen til helium. Fusjonsprossessane vil så stoppe opp på grunn av hydrogen mangel, og sentralområde vil trekkje seg saman til temperaturen når ca 100 milliardar kelvin. Det gjer at helium fusjonerer til karbon, og sola bles seg opp til ei raud kjempe som mest sannsynleg vil sluke dei nermaste planetane som Merkur, Venus og Jorda. Overgangen frå ei G2 stjerne (vår sol) til raud kjempe tar omlag 160 milionar år, i stadiet er den omlag 100 gonger større enn den er idag. Sola vil truleg vere oppblåst i to milliardar år før temperaturen har falt så mykje at sentralområdet igjen vil trekkje seg saman. Temperaturen vil så auke ein siste gong. Det vil oppstå to fusjonsessar runst Sola; ytterst vil hydrogen fusjonere til helium, under vil helium fusjonere til karbon. Desse skala vil nærme seg overflata på sola, noko som vil føre til at gravitasjonskreftene sviktar og sola kastar av seg dei ytste laga. Det som vert igjen er ei vakker plantarisk tåke som vil verte synleg i 10 000 år og ein kvit dverg som langsamt vil bli avkjølt over milliarder av år. Denne kvite dvergen har svært stor tettleik, men den kan ikkje trekke seg saman noko meir, fordi elektrona som press utvendig har kommen i balanse med gravitasjonskreftane, me kallar dette elektron degenerasjon trykk.

Kjelde:
- http://no.wikipedia.org/wiki/Solen - Fysikk 1 Ergo - http://fag.utdanning.no/naturfag/laerestoff_naturfag/energi_for_framtiden/solenergi - http://www.norsksolfangerindustri.no/fakta.htm - http://no.wikipedia.org/wiki/Solvind - http://www.uio.no/miljoforum/stral/t3/s_vind.shtml - [] - [] - http://www.energifakta.no/documents/Energi/Omforming/Teknologi/Solcelle.htm