Fagstoff

Elektromagnetisk stråling fra forstyrrelser på sola

Publisert: 11.08.2010
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Solstrålingen varierer mye. Mange forskjellige typer av forstyrrelser forekommer på sola. Som på jorda kan det være storm og uvær. Vi skal her diskutere solflekker og flares, som er intense forstyrrelser på sola. Disse er spesielt viktige for fysikken i vår atmosfære, samtidig som de angir solas generelle aktivitetsnivå meget godt.

SolflekkerØverst sees hele solskiva med flere solflekker. Nederst sees detaljer av en stor solflekkgruppe.
Opphavsmann: NASA

 


 


Solflekkene opptrer som mørke områder i fotosfæren. Temperaturen i sentrum av flekkene er i middel omkring 1500 K lavere enn utenfor flekkene. Solflekkene følger med sola i dens rotasjon om sin egen akse. Wolffs solflekktall ( R ), er den vanlige indeks for solflekkaktiviteten. Antall solflekker varierer mellom 0 og 300.

Levetiden for flekker er meget variabel, fra timer til mange dager. Ca. 50% varer mindre enn 2 dager, men noen ytterst få kan være aktive opptil 10 solrotasjoner.

Forstyrrelsene på sola varierer i fase med solflekkperioden, som er tidsrommet mellom to solflekkminima. Denne perioden (solsyklusen) er i middel meget nær 11 år, men den kan variere fra 10 til 12 år (se øverste del av figuren under). Fordelingen av flekker over solskiven varierer mye fra solflekk maksimum til minimum. Ved maksimum opptrer flekkene nærmere ekvator (mindre enn 20 breddegrader nord og sør fra ekvator) enn i perioder ved solflekkminimum (opptil 40-50 breddegrader) (se nederste del av figuren under).

SolflekkaktivitetFiguren øverst viser antall solflekker pr. år i perioden 1954 til 2008. Den nedre figuren, som populært kalles sommerfugldiagrammet, illustrerer hvor på solskiven flekkene ligger som funksjon av solsyklusen. Ved høy aktivitet ligger flekkene nærmest ekvator. Det er ikke ofte en ser solflekker som ligger mer enn 40 grader fra solas ekvator.
Opphavsmann: Narom

Solflekkene opptrer magnetisk parvis,en med nordpol og en med sydpol. Innenfor en solflekkperiode opptrer nordpolene og sydpolene i en bestemt rekkefølge. I neste periode er rekkefølgen omvendt. Dette innebærer at sola har en magnetisk syklus på ca. 22 år, dvs. 2 solflekkperioder. Innen romfysikk er 22-årsperioden like viktig som 11-årsperioden.

Det er også viktig å være oppmerksom på at jordas rotasjon omkring sola fører til at vi ikke ser nøyaktig samme del av solskiven i løpet av året. Antall solflekker varierer mye fra en solflekkperiode til neste. I tillegg øker antall solflekker hurtigere fra minimum til maksimum (ca. 4,5 år) enn de avtar tilbake til minimum (ca. 6,5 år). Først i år 1750 begynte man å nummerere solflekkperiodene. I 1996 startet en ny syklus som i 2001 ga et meget kraftig maksimum. I år 2008 og 2009 var antall solflekker meget lav. Fra og med år 2010 kan det se ut som antallet solflekker begynner å øke igjen og det kan tyde på at vi er på vei inn i en ny syklus. Det har tidligere også vært perioder med lite aktivitet. Det mest ekstremt som er kjent er fra år 1640 til 1710. Da var antall solflekker praktisk talt null. I denne perioden var også klimaet kjølig og perioden kalles derfor Den lille istid eller Maunderminimum.

 

 

KoronahullEn skisse av magnetiske unipolare områder på sola. Det er i disse områdene gassløkker (eng.: loops) (A) og koronahull (B) oppstår. Observerte gassløkker sees i fotografiet nederst i figuren.
Opphavsmann: Narom

 


Meget intense, men kortvarige (< 1 time) utbrudd forekommer i kompliserte solflekkgrupper. Disse kalles flares og er relativt små, lyssterke områder på sola, nesten som en eksplosjon. Effektene av flarene kan sees gjennom hele solatmosfæren. Flarene kan registreres effektivt innen både X-, UV- og radio-området. Fortsatt vet vi lite om genereringsmekanismen for flares.

Fotografier av sola i monokromatisk lys (for eksempel ved Hα - 656,3 nm) viser intense forstyrrelser i solatmosfæren. Da sendes mengder av ladde partikler med hastigheter opptil 1000 km/s ut fra sola. De har den aller største innvirkning på jordas atmosfære.

Varigheten av en flare er normalt mindre enn 1 time. Lysstyrken kan bli opp til 100 ganger bakgrunnsnivået. Man bruker klasse 1 til klasse 4 for å angi variasjonen i styrken. Klasse 3 og 4 flare er intense og fører til store forstyrrelser i den øvre, polare atmosfæren.

Sammenhengen mellom solflekktallet, R, og antall flares per dag, N, er gitt ved:

$$N = \alpha \cdot R$$



hvor a er en observert konstant. Dette betyr at antall flares er proporsjonalt med solflekktallet. Selv om solarkonstanten ikke øker mye i forbindelse med flares, og synes å være uavhengig av solflekktallet, kan økningen i X- og UV-strålingen være betydelig, ja mer enn 100 ganger.

I tillegg sendes det ut enorme mengder partikler med energier fra eV til mange hundre MeV ved høy solaktivitet. Forstyrrelser på sola kan også observeres i radiobølgeområdet; over 100 MHz. Radiostøyen kan brukes som et mål for aktiviteten på sola. Da den solare radiostøyen påvirker vår atmosfære lite, skal vi her ikke gå nærmere inn på dette fenomenet.

Solstrålingen varierer mye. Prosesser på sola med varighet fra minutter til timer og dager, ja måneder er viktig for romfysikken. I tillegg har vi solrotasjonsperioden på 27 dager og årstidsvariasjonene. Den daglige variasjonen er jo meget stor fordi bare halve jorda er belyst samtidig. I tillegg varierer solas tilførsel av energi litt fordi avstanden til sola ikke er konstant. Avviket fra middelavstanden er tilnærmet ±1,7 %.

Hvor mye solenergi vi mottar på jorda avhenger av hvor vi bor og tiden på året. Det som er aller viktigst for temperaturen er jordas tilt, der vil si jordas hellingsvinkel. Rotasjonsaksen er ikke normal på ekliptikkplanet, men danner en vinkel på ±23,5 grader. Denne vinkelen varierer mellom 21,6 ° til 24,5 ° med en periodisitet på 41 000 år.