Stoffet i Solen udgøres afbrint (som udgør omkring 74 % af dens masse, eller 92 % af densrumfang),helium (omkring 25 % af massen, 7 % af rumfanget) og mindre mængder af andregrundstoffer. Solensspektralklasse er G2V.G2 indikerer, at denseffektive temperatur, (dvs. gennemsnitstemperaturen i den dybde, som vi kan se ind til gennem dens atmosfære) er ca. 5.780 K (eller omkring 5.507 graderCelsius / 9.944Fahrenheit), hvilket giver den enhvid farve, som på grund af atmosfæriskspredning for det meste ser ud som gul farve set fra Jordens overflade. Når solen står lavt påhimlen, giver spredningen den i stedet en orange eller rød farve.
Dens spektrum indeholderspektrallinjer for ioniserede og neutrale metaller foruden meget svage hydrogenlinjer.RomertalletV i spektralklassen indikerer, at Solen er en stjerne ihovedserien, hvorfor dens energi genereres vedfusion af brintkerner til helium. Den er ihydrostatisk ligevægt, så den over meget lange tidsperioder hverken trækker sig sammen eller udvider sig, fordi tyngden af dens stof afbalanceres af det udadrettede strålingstryk fra den indre fusionsproces.
Solen er en af stjernerne igalaksenMælkevejen og kredser om dennes centrum i en afstand på omkring 26.000lysår og fuldfører et omløb på ca. 225–250 millioner år.
Solens regelmæssige daglige opgang iøst og nedgang i vest og dens regelmæssige daglige og årlige tilsyneladende vandring på himlen har sammen med de forskellige andre solfænomener inspireret og udfordret menneskeheden i årtusinder. Der er ud fra dette konstrueret forskellige verdensbilleder, som har sat sig dybe spor ihistorien ved at påvirkereligion ogkultur, og den indhøstede viden har frembragt en lang række praktiskeopfindelser og befordret opdagelser ogvidenskabens udvikling i bred forstand.
Symbolet for Solen iastronomien er en cirkel med en prik i centrum:☉. I øvrigt anvendes ordet "sol" også som synonym for "stjerne".
Oversigt
Solen er en stjerne aftredje generation, hvis dannelse kan være igangsat af chokbølger fra en eller fleresupernovaer, der er forekommet i dens nærhed.[4] Dette fremgår af den store forekomst af tunge grundstoffer somguld oguran i solsystemet. Disse stoffer er mest sandsynligt produceret enten ved atomare reaktioner under en supernova eller ved stofomdannelse vianeutronabsorption i det indre af en kæmpestjerne af anden generation.
Solens placering
Nærmeste stjerne afstande i forhold til Solen som funktion af titusinder af år.
Der anslås at være 200-400 milliarder stjerner i Mælkevejen, som er en flad bjælkegalakse placeret igalaksehobenDen lokale gruppe, der består af ca. 50 nabogalakser, som igen er en del afVirgo-superhoben. Mælkevejen er 70-100.000 lysår i tværsnit, og Solen er placeret ca. 26.000 lysår fra centrum i den spiralarm, som kaldesOrion-armen.
Mælkevejen omfatter mere end 100 millioner stjerner af Solens G2-klasse. På grund af stjernernes fordeling efter lysmængde lyser Solen i virkeligheden klarere end 85% af Mælkevejens stjerner, fordi de fleste errøde dværge.[5] Solen kredser om Mælkevejens centrum med enomløbshastighed på 217 km/s, hvilket svarer til et lysår for hver 1.400 år og til enastronomisk enhed (AU) for hver 8 dage.[6]
Den nærmeste nabostjerne til Solen erProxima Centauri, hvis afstand i øjeblikket er 4,22 lysår. Den lyser meget svagt og er del af et 3-stjerne-system, hvori stjernerneAlfa Centauri A og Alfa Centauri B indgår.[7] Alfa Centauri A er med en afstand i øjeblikket på 4,39 lysår Solens nærmeste nabo af G2-klassen, og hvis Solen kunne betragtes fra denne stjerne, ville den synes at befinde sig istjernebilledetCassiopeia.
Tegning afMælkevejen med Solens placering iOrion-spiralarmen
Der blev opdaget en ny nabo i 2013 kaldet WISE J104915.57-531906, der består af to brune dværgstjerner, som i øjeblikket er 6,5 lysår fra Solen.[8]
Solen og Jorden
Sollys er den primære energikilde på Jordens overflade.Solarkonstanten er deneffekt, som solen leverer per arealenhed, som er udsat for sollys, og den er af størrelsen ca. 1.370 watt perkvadratmeter i en afstand af 1AE fra Solen, dvs. på eller nær Jorden. Det sollys, som når Jordens overflade er imidlertid dæmpet afatmosfæren, så værdien er tættere på 1.000 watt per direkte belyst m² i klart vejr og med solen nærzenith. Denne energi kan udnyttes gennem en lang række naturlige og syntetiske processer –fotosyntese i planter udnytter sollysets energi og omdanner den til kemisk form (ilt og reduceredekulstofforbindelser), mens direkte opvarmning eller elektrisk omdannelse isolceller benyttes afsolenergi-udstyr til at fremstilleelektricitet eller til at udføre andet nyttigtarbejde. Den energi, som er oplagret iolie og andrefossile brændstoffer stammer oprindeligt fra sollys, der blev omdannet ved fotosyntese i en fjern fortid.
Mange fænomener i denatmosfæriske optik er direkte eller indirekte forbundet med sollyset og mange optræder lige ved siden af eller sammen med solen. Det drejer sig omsolopgang ogsolnedgang, men ogsåhalo-effekter som 22°-haloen,bisole og lyssøjler. Et velkendt syn ertusmørkestråler ogregnbuer, hvorimodgrønne glimt, der kan optræde ved solnedgang, er sjældne.
Ultraviolet lys fra solen harantiseptiske egenskaber og kan benyttes til sterilisation af redskaber. Hos mennesket forårsager det ogsåsolbrændthed og harmedicinske virkninger som f.eks. at fremme produktionen afvitamin D. Ultraviolet lys dæmpes særlig meget i Jordens atmosfære, hvorfor dettes styrke varierer meget medbreddegraden, eftersom sollyset passerer en længere strækning gennem atmosfæren ved højere bredder. Denne forskel har forårsaget mangebiologiske tilpasninger, herunder forskellen på menneskershudfarve i forskellige egne af kloden.[9]
Solens teoretiske analemma, set mod øst på den nordlige halvkugle
Set fra Jorden ændrer solens bane over himlen sig i løbet af året. Den figur, som dannes ved at angive solens position på samme tid og fra samme sted hver dag i et helt år, kaldes jordensanalemma og ligner et ottetal omkring en akse fra nord til syd. Selvom den mest udprægede ændring af solens tilsyneladende position i årets løb er i nord-/sydlig retning (der omfatter en vinkel på 47 grader på grund afjordaksens hældning på 23,5 grader i forhold til Solen) er der også en øst-/vestlig komponent, som skyldes Jordensacceleration, når den nærmer sigperihelium i banen omkring Solen og den tilsvarende formindskelse af farten, når den bevæger sig væk fra Solen for at nærme sigaphelium. Ændringen i tilsyneladende vinkel i retningen nord/syd er hovedårsagen til, at Jorden har skiftendeårstider.
Solen er enmagnetisk aktiv stjerne, der vedligeholder et stærkt og skiftendemagnetfelt, som varierer fra år til år, og som skifter retning nogenlunde hvert ellevte år omkring solpletmaksimum. Solens magnetiske felt udløser flere effekter, som under et kaldes solaktivitet, og som inkluderersolpletter på Solens overflade,soludbrud (flares) og ændringer i densolvind, som transporterer materiale gennem solsystemet. Solaktivitetens virkning på Jorden ses bl.a. somnordlys og sydlys, der forekommer på moderate til høje breddegrader samt som forstyrrelser afradiokommunikation ogelektricitetsforsyning. Derudover menes solaktiviteten at have spillet en stor rolle isolsystemets dannelse og udvikling, og den indvirker kraftigt på strukturen af Jordensydre atmosfære.
Skønt Solen som Jordens nærmeste stjerne er blevet studeret intensivt, er der stadig mange uafklarede spørgsmål omkring den. Det gælder f.eks. spørgsmålet om, hvorfor dens ydre atmosfære har en temperatur på mere end 1 millionK, mens temperaturen ved dens synlige overflade,fotosfæren, er mindre end 6.000 K. Aktuelle emner for forskningen er Solens regelmæssige cyklus for solpletaktivitet, fysikken i og oprindelsen til soludbrud ogprotuberanser, den magnetiske interaktion mellemkromosfæren ogkoronaen samt solvindens oprindelse.
Solens livscyklus i hovedtræk. Ændringen af soloverfladens størrelse (ikke skalatro) i forhold til en tidsakse, hvis enhed er 1 mia. år. Solens nuværende placering er vist med en blå pil. Se i øvrigt tekstens beskrivelse af udviklingens forløb.
Solen er nu nogenlunde halvvejs gennem den tid, hvor den befinder sig i stjernernes hovedserie iHertzsprung-Russell-diagrammet, mensfusionsreaktioner i dens indre kerne omdannerbrint tilhelium. Hvert sekund omdannes her mere end 4 millionerton stof til energi, idet der produceresneutrinoer ogstråling. Kun ca. 0,7% af brinten omdannes til energi, restenfusioneres til helium. Med denne omdannelseshastighed har Solen indtil nu forbrugt en masse, der svarer til omkring 100 jordmasser, til energi. Solen vil være en stjerne i hovedserien i ca. 10 milliarder år.
Solen har ikke tilstrækkelig masse til at eksplodere som en supernova, men om 4-5 milliarder år vil den trække sig sammen og bliver varmere, når brinten i kernen er brugt op. Den højere temperatur vil medføre, at brint i en skal uden om kernen kan starte fusion og forbrænde hurtigere, og Solen udvikler sig herved til en rød kæmpestjerne. Fusion af helium vil begynde, når kernens temperatur når omkring 100 MK, og der vil producerescarbon ogilt. Det er sandsynligt, at Solens ydre lag vil nå ud til Jordens bane, men nyere forskning tyder på, at Jorden forinden vil være presset længere væk af det stof, som Solen har mistet tidligere i fasen som rød kæmpe.[11] På det tidspunkt vil det meste af Jordens atmosfære være blæst ud i rummet; på grund af Solens stadig forøgede energiudstråling vil alt vand på Jorden allerede være fordampet om lidt mere end 2 milliarder år.
Efter fasen som rød kæmpe vil intense varmepulseringer bevirke, at Solens ydre lag afstødes og danner enplanetarisk tåge, mens den ekstremt varme kerne vil blive tilbage og langsomt afkøles og aftage i lysstyrke. Solen vil her være enhvid dværg og forblive sådan i mange milliarder år. Dette udviklingsforløb er helt typisk for stjerner, der har fra lav til mellemstor oprindelig masse.[11][12]
Store stjerner kan i visse tilfælde efter at have gennemgået alle sine faser blive til etsort hul.
Solen er en stjerne af gennemsnitsstørrelse og indeholder over 99% afsolsystemets totale masse. Den er en næsten fuldendtkugle med en minimalfladtrykthed, som anslås at være omkring en 9 milliontedel,[13] hvorfor densdiameter vedpolerne kun er ca. 10 km mindre end diameteren ved densækvator, fordicentrifugalkraftens virkning ved soloverfladen (grundet Solens forholdsvis langsomme rotation) er 18 millioner gange svagere endtyngdekraftens, og fordi tidevandsvirkningen fraplaneterne er for svag til at påvirke dens form mærkbart. Solen roterer om sig selv, men da stoffet er iplasmatilstand, er dens rotationdifferentiel, så den roterer hurtigere ved ækvator end ved polerne. Den "egentlige" rotationstid er ca. 25 dage ved ækvator og 35 dage ved polerne. Jordens omløb om Solen betyder, at den ses fra stadigt skiftende positioner, hvorfor der fra Jorden ses en "tilsyneladende rotationstid" på omkring 28 dage ved Solens ækvator.
Solen har ikke en skarp overfladegrænse som faststofplaneterne. I dens yderste dele faldergassernes tæthed nærmesteksponentielt med afstanden fra Solens centrum. Solen har imidlertid en veldefineret indre struktur som beskrevet i det følgende. Solensradius måles fra dens centrum til kanten af fotosfæren, som er det lag, over hvilket gasserne er for afkølede eller fortyndede til at kunne udstråle nogen betydende mængde lys. Fotosfæren er den overflade, som tydeligst er synlig med det blotte øje. Hovedparten af solens masse ligger indenfor en afstand af omkring 0,7radier fra centrum.
Det indre af solen kan ikke observeres direkte, og solen selv er uigennemsigtig forelektromagnetisk stråling. På samme måde somseismologien benytter bølger frembragt afjordskælv til at afsløre Jordens indre struktur, kanhelioseismologi benytte trykbølger (infralyd), der gennemløber solens indre, til at måle og vise solens indre struktur. Ligeledes benyttescomputermodeller af solen som værktøj tilteoretiske undersøgelser af dens dybere lag.
Solens kerne strækker sig fra solens centrum og ud til omkring 20-25 % solens radius.[14] Denstæthed er op imod 150.000 kg/m3,[15][16] (150 gange vands tæthed på Jorden) og den har en temperatur tæt på 15,7 mio.kelvin (K).[16]. Nylige analyser foretaget af data fraSOHO-missionen tyder på en hurtigere rotation af kernen end af den øvrige strålingszone.[17]
Billede af solen, taget afHinodes Solar Optical Telescope 12. januar 2007. Det viser tydeligt den "filamentagtige" struktur af det plasma, som forbinder regioner med modsat magnetisk polaritet
Gennem det meste af solens eksistens produceres energien ved fusion gennem en række trin, der kaldesp-p (proton-proton)-kæden. Denne proces omdanner brint til helium,[18] og kernen er det eneste sted i solen, som producerer en betydelig mængdevarme via fusion. Stjernens øvrige dele opvarmes af energi, som strømmer udad fra kernen. Al den energi, som produceres ved fusion i kernen, må trænge gennem mange lag af solen ud til fotosfæren, før den undslipper til rummet somsollys eller somkinetisk energi fra partikler.[19][20]
Hvert sekund konverteres omkring 3,4 × 1038protoner (ud af de omkring ~8,9 × 1056 frie protoner i solen i alt) til helium,[19] hvilket frigør energi fra masse-energi omsætningen svarende til 383 × 1024 Watt (383 trillioner MW) eller energien fra 9,15 × 1010 megatonTNT.[1]> I vægtenheder svarer processen til, at der per sekund omdannes ca. 564 millioner ton brintkerner til ca. 560 millioner ton helium, mens massetabet på ca. 4,26 millioner ton per sekund er omsat til energi.
Egentlig er solkernen for "kold“ til kernefusion, fordi denkinetiske energi af partiklerne ikke er høj nok til, at sammenstød mellem dem kan overvinde frastødningskræfterne mellem de positivt ladede protoner. Når fusion alligevel finder sted, skyldes det denkvantemekanisketunneleffekt. Ifølge kvantemekanikken er en proton en slags udbredt bølge uden en nøjagtigt defineret position, og dens energi svinger omkring en middelværdi. Derved bliver der en meget ringesandsynlighed for, at to protoner kommer så nær hinanden, at de kan smelte sammen ved at "tunnelere" gennem de frastødende kræfters energiniveau. Den minimale sandsynlighed herfor mere end opvejes af det umådelige antal protoner, som er til stede. Denne "nedbremsede“ kernefusion har den gunstige betydning for solsystemet og livet på Jorden, at solen sparer på sit energiforråd og kan udstråle konstante energimængder i meget lang tid. Solens lange levetid skyldes dens relativt lille masse og den ringe sandsynlighed for kernefusion.
Trods de store tal er energiproduktionen i solens kerne derfor ekstremt lav, nemlig ca. 0,3 μW/cm³ eller ca. 6 μW/kg. Til sammenligning udvikler et almindeligtstearinlys varme af en størrelse på 1 W/cm³ og menneskekroppen ca. 1,2 W/kg. Brug af plasma med lignende egenskaber til energiproduktion på Jorden ville være helt upraktisk, eftersom selv et lille 1 GWkernekraftværk ville kræve omkring 170 milliarder ton plasma som solens. Jordiskereaktorer kræver derfor langt højere plasmatemperaturer end i solen for at være nyttige.
Kernefusions hastighed afhænger stærkt af stoffets tæthed (og i særdeleshed af dets temperatur), så fusionshastigheden i kernen er i selvoprettende ligevægt: En let forhøjet hastighed ville opvarme kernen mere og få den til at udvide sig imod vægten af de udenfor liggende lag. Denne udvidelse ville nedsætte fusionshastigheden og derved korrigere for afvigelsen, altså vednegativ feedback. Modsat ville en let formindsket hastighed virke afkølende på kernen og få den til at trække sig sammen, hvilket igen ville forøge fusionshastigheden og bringe den tilbage til det oprindelige niveau.
De højenergi-fotoner (gamma- ogrøntgenstråler), der udløses ved fusionsprocesserne, de dominerende, såkaldtePP-kæder og (i langt mindre grad)CNO-cyklus, absorberes efter få millimeters rejse i solens plasma og genudsendes i tilfældig retning (med et ganske lille energitab). Det tager derfor lang tid for stråling at nå solens overflade. Skøn over fotonernes "rejsetid" går fra så meget som 50 millioner år[21] til så lidt som 17.000 år.[22] Efter en sidste rejse gennem det ydre konvektionslag og til den transparente "overflade" af fotosfæren, undslipper fotonerne somsynligt lys. Hver gammastråle i solens kerne omdannes til flere millioner fotoner, før de undslipper til rummet. Fusionsprocessen i kernen udløser også en stor mængdeneutrinoer, men de reagerer kun yderst sjældent med stof, hvorfor næsten alle undslipper fra solen med det samme. I mange år gav målinger af det antal neutrinoer, som kom fra solen, et antal som var en faktor 3 mindre end den teoretiske værdi. Dette såkaldteneutrinoproblem for solen løstes fornylig, da virkningen afneutrinooscillation blev opdaget: Solen udsender virkelig det forudsagte antal neutrinoer, men neutrinodetektorerne fangede ikke 2/3 af dem.
Strålingszonen
I området fra omkring 0,2 til omkring 0,7 solradier er materien varm og tæt nok til, atvarmestråling er tilstrækkelig til at transportere den intense varme fra kernen udad. I denne zone er der ingen termiskkonvektion, for selvom stoffet afkøles efterhånden som det når længere ud, er denne temperatur-gradient lavere end denadiabatiske procesrate og følgelig ude af stand til at vedligeholde konvektion. Som beskrevet ovenfor videregives varme via stråling, idet dannede fotoner efter at have bevæget sig en kort distance absorberes af brint- ogheliumioner, genudsendes og absorberes, hvilket gentager sig igen og igen. På denne måde baner energien sig langsomt vej udad.
Konvektionszonen
En illustration af solens opbygning. (Varmesøjlerne i konvektionszonen er antydet. Se illustration ovenfor med forklaring af solens enkelte lag).
I solens ydre lag (de yderste ca. 30 % af solens radius) er plasmaet ikke tæt eller varm nok til at overføre varmeenergien fra solens indre udad via stråling. Følgelig optræder der varmekonvektion i form afvarmesøjler, som fører varmt stof til solens overflade (fotosfæren). Når stoffet afkøles ved overfladen, synker det tilbage mod konvektionszonens bund, hvor det igen opvarmes ved kontakt med strålingszonen. Der forekommer muligvis et konvektionsoverskud i bunden af konvektionszonen, så deturbulente nedsynkninger når "for langt" og altså trænger ind i strålingszonens yderste lag.
Varmesøjlerne i konvektionszonen sætter deres aftryk på solens overflade ved at gøre dengranuleret. Den turbulente konvektion virker somdynamo på "lille skala" og frembringer magnetiske nord- og sydpoler overalt på soloverfladen.
Fotosfæren
Fotosfæren er solens synlige overflade, dvs. det lag, under hvilket solen bliver uigennemsigtig for synligt lys. Over fotosfæren kan sollyset frit udbrede sig i rummet, og dets energi undslipper helt fra solen.
Ændringen i gennemsigtighed skyldes den aftagende mængde H- ioner, der let absorberer synligt lys. Omvendt produceres det lys, vi ser, ved atelektroner reagerer med brintatomer og danner H- ioner.[23][24] Fotosfæren er i virkeligheden op til 3-400 kilometer tyk og er lidt mere gennemsigtig endluft på Jorden. Eftersom fotosfærens øvre lag er køligere end de nedre, ser et billede af solen klarere ud omkring solens centrum end ved dens rand, et fænomen, som kaldesrandformørkelse. Sollys har tilnærmelsesvis etsortlegeme-spektrum, som dels viser, at denseffektive temperatur er ca. 5.780 K, dels at dens spektrum indeholder tusinder af atomareabsorptionslinjer fra de tynde lag oven over fotosfæren. Partikeltætheden i fotosfæren er omkring 1023 m−3 (hvilket er omkring 1% af partikeltætheden i Jordens atmosfære ved havets overflade eller omtrent som tætheden af luften i 30 km højde).
I tidlige undersøgelser af fotosfærens optiske spektrum opdagedes nogle absorptionslinjer, som ikke svarede til noget hidtil kendt grundstof på Jorden. I 1868 fremsatteLockyer den hypotese, at disse absorptionslinjer skyldtes et nyt grundstof, som han kaldte helium efter den græske solgudHelios. Først 25 år senere blev helium opdaget på Jorden.[25]
Atmosfæren
Solenskorona undersolformørkelsen i 1999, kort før solpletmaksimum. Strålerne udbredes til alle sider. Fotograf: Luc ViatourSolenskorona undersolformørkelsen i 2006, kort før solpletminimum. Strålerne udbredes næsten kun i det magnetiske ækvatorplan. Fotograf: Ralf Künnemann
De dele af solen, som ligger over fotosfæren, kaldes under et forsolens atmosfære. De kan ses medteleskoper, som dækker detelektromagnetiske spektrum fra radiobølger over synligt lys til gammastråler, og de omfatter fem vigtige zoner:Temperaturminimum, kromosfæren,overgangsregionen, koronaen ogheliosfæren. Heliosfæren, som er solens yderste, meget tynde atmosfære, strækker sig helt ud overPlutos bane tilheliopausen, hvor den danner en skarp grænse (chokfront) til detinterstellare rum. Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er meget varmere end soloverfladen. Den fulde forklaring herpå kendes endnu ikke.
Solens kromosfære fotograferet i H-α-lys
Det køligste lag af solen er temperaturminimum-regionen omkring 500 km over fotosfæren. Den har en temperatur på ca. 4.000 K og er dermed afkølet nok til, at der kan opbygges simple molekyler somkulilte ogvand, og disses tilstedeværelse er konstateret ud fra deres absorptionsspektre.
Over dette lag følger et tyndt lag med en tykkelse på omkring 2.000 km, hvis spektrum domineres af emissions- og absorptionslinjer. Laget kaldeskromosfæren fra den græske rodchroma, som betyder farve, fordi det er synligt som et farvet glimt ved begyndelsen og afslutningen af en totalsolformørkelse. Temperaturen i kromosfæren stiger gradvis med højden og når øverst op imod 100.000 K.
Efter kromosfæren følger solens overgangsregion, hvor temperaturen stiger meget hurtigt fra ca.100.000 K til koronatemperaturer tæt ved en million K. Stigningen skyldes enfaseovergang, hvor helium i regionen bliver fuldstændig ioniseret af de høje temperaturer. Overgangsregionen findes ikke i en veldefineret højde, men danner snarere et slør eller en "glorie" omkring kromosfæriske fænomener somspiculer ogsolfilamenter, og den er i konstant, kaotisk bevægelse. Overgangsregionen er vanskelig at se fra Jordens overflade, men er let at observere frarummet med instrumenter, som er følsomme for den mest ultraviolette del af spektret.
Koronaen er solens udvidede, ydre atmosfære, der har et langt større rumfang end solen selv. Den har en blød overgang til solvinden, som fylder hele solsystemet og heliosfæren. Den lave del af koronaen, som er forholdsvis tæt på soloverfladen, har en partikeltæthed i intervallet 1014 m−3 – 1016 m−3. (Hvor værdien for jordatmosfæren til sammenligning har en værdi på ca. 2×1025 m−3). Koronaens temperatur er adskillige millioner grader kelvin, og selv om der endnu ikke findes en komplet teori, som forklarer denne høje værdi, vides noget af varmen at stamme framagnetisk rekonnektion.
Heliosfæren strækker sig fra ca. 20 solradier (0,1 AU) til solsystemets yderste grænser. Dens indre afgrænsning defineres som det lag, i hvilket solvindens strømning bliversuperalfvénisk, hvormed menes, at strømningen sker hurtigere end farten afAlfvén-bølger. Turbulens og dynamiske kræfter uden for denne grænse kan ikke påvirke formen af solkoronaen indenfor, eftersom information herom kun kan udbredes med Alfvén-bølgers fart. Solvinden breder sig uafbrudt udad gennem heliosfæren, og giver samtidig solensmagnetfeltspiralform, indtil den møder heliopausen mere end 50 AU fra solen. I december 2004 passerederumsondenVoyager 1 gennem en chokfront, som menes at være en del af heliopausen. Begge Voyager-sonder har registreret højere niveauer af energirige partikler, når de nærmede sig grænsen.[26]
Målte variationer i solens cyklus de sidste 30 årAntallet af observerede solpletter (månedligt gennemsnit) i de sidste 250 år. Den omtrentlige 11-års periode fremgår tydeligt af figuren
Når solen ses gennem et passende filter, er dens solpletter et af dens umiddelbart synlige træk. Det er tydeligt afgrænsede områder på overfladen, som viser sig mørkere end deres omgivelser på grund af lavere temperatur. Solpletter er områder, hvor intens magnetisk aktivitet med stærke magnetfelter forhindrer konvektionen og derved reducerer energitransporten fra det varme indre til overfladen. Det magnetiske felt forårsager stærk opvarmning i koronaen og danner aktive regioner, som er udgangspunkt for intense soludbrud ogudstødelse af koronamasse. De største solpletter kan være titusindvis af kilometer i tværsnit.
Antallet af solpletter, som er synlige på solen, er ikke konstant, men varierer over en omtrent 11-årigperiode. Ved et typisk solminimum ses kun få solpletter og af og til slet ingen. De, som ses, viser sig ved høje breddegrader på solen. I løbet af den typiske solpletperiode øges antallet, og de optræder nærmere ved solens ækvator, et fænomen som er beskrevet vedSpörers lov. Solpletter forekommer sædvanligvis parvis med modsat magnetisk polaritet. Polariteten af den mest fremtrædende solplet skifter for hver solpletperiode, så den vil være en magnetisk nordpol i den ene periode og en magnetisk sydpol i den næste.
Solens cyklus har stor indflydelse pårumvejret og en mærkbar indvirkning på Jordens klima. Der er tendens til, at solpletminima erkorrelleret med lavere temperaturer på Jorden, og tilsvarende at perioder med varighed over gennemsnittet korrelerer med højere temperaturer. Det debatteres, om denne korrelation også betyder en årsagssammenhæng. I det17. århundrede ser cyklussen ud til helt at være stoppet, så der er observeret meget få solpletter i denne periode. Perioden kendes somMaunder minimum ellerden lille istid, hvor Europa oplevede meget lave temperaturer.[27] Endnu tidligere minimumsperioder er fundet ved analyse afårringe og lader også til at have faldet sammen med globale temperaturer under gennemsnittet. Også danske solforskere er nu enige om at ændringer i solaktivitet ikke har bidraget til den globale opvarmning i det mindste siden ca. 1980.[28]
Mulig langvarig cyklus
En nylig teori hævder, at der er magnetisk ustabilitet i solens kerne, som bevirker svingninger i perioder på 41.000 eller 100.000 år. Disse kunne give en bedre forklaring på Jordensistider end den, der fås ved at se på den teori, som kaldesMilanković-cykler. Som mange andre teorier iastrofysikken kan den nye teori ikke testes direkte.[29][30]
Teoretiske problemer
Koronatemperaturen
Fotosfæren vides at have en temperatur omkring 6.000 K, mens koronaen ovenover har en temperatur på 1.000.000 K. Denne høje temperatur viser, at koronaen varmes op af noget andet end direkte varmeledning fra fotosfæren.
Det menes, at den nødvendige energi til opvarmning af koronaen stammer fra turbulent bevægelse i konvektionszonen under fotosfæren, og der er foreslået to hovedmekanismer til forklaring af, hvordan den kan føre til koronaopvarmning. Den første er opvarmning via bølger, hvor der opstår lydbølger,tyngdebølger og magnetohydrodynamiske bølger ved turbulensen i konvektionszonen. Disse vil udbrede sig opad og spredes i koronaen, idet de afgiver deres energi til den omgivende gas i form af varme. Den anden mekanisme er opvarmning fra magnetiske felter, hvor magnetisk energi uafbrudt opbygges af bevægelser i fotosfæren og frigives ved magnetisk rekonnektion i form af store soludbrud og myriader af lignende, men mindre fænomener.[31]
For nærværende er det uklart, om bølger er en effektiv mekanisme til opvarmning. Det er konstateret, at alle bølger med undtagelse af Alfvénbølger spredes eller brydes, før de når koronaen.[32] Yderligere spredes Alfvénbølger ikke let i koronaen. Forskningens fokus er derfor nu rettet mod opvarmningsmekanismer i forbindelse med soludbrud, og en mulig forklaring kan ligge i mange vedvarende udbrud på lille skala,[33] men spørgsmålet undersøges stadig.
Teoretiske modeller for solens udvikling antyder, at solen i denarkæiske periode for fra 3,8 til 2,5 milliarder år siden kun lyste med 70% af sin nuværende styrke. En så svag stjerne ville ikke have været i stand til at sørge for, at vandet på jorden var flydende, og livet skulle derfor ikke have kunnet udvikle sig. Degeologiske kendsgerninger viser imidlertid, at Jorden har haft en temmelig konstant temperatur gennem hele sin eksistens, og at den unge jord i virkeligheden var noget varmere end nu. Konsensus blandt videnskabsmænd omkring dette er, at atmosfæren dengang indeholdt langt større mængderdrivhusgasser (somkuldioxid,metan og/ellerammoniak) end nu, og at de tilbageholdt nok varme til mere end at kompensere for den mindre mængde solenergi, som nåede planeten.[34]
Magnetfelt
Det heliosfæriske strømtæppe strækker sig ud til de yderste egne af Solsystemet og forårsages af indflydelsen fra Solens roterende magnetfelt på plasmaet i detinterplanetare medium.[35]
Solen er en magnetisk aktiv stjerne. Den skaber et stærkt og skiftendemagnetfelt, som varierer fra år til år og skifter retning omkring hvert ellevte år omkring solpletmaksimum.[36] Nasa har offentliggjort en video af en magnetfeltsvending.[37] Dette magnetfelt har mange virkninger, som under et betegnessolaktivitet, og som omfatter solpletterne på Solens overflade, soludbrud og variationer isolvinden, som fører materiale gennem Solsystemet.[38] Solaktivitetens virkninger på Jorden omfatter bl.a.aurora på fra moderate til høje breddegrader og forstyrrelse af radiokommunikation ogstrømforsyning. Solaktivitet menes at have spillet en rolle iSolsystemets dannelse og udvikling, og den ændrer strukturen af Jordensydre atmosfære.[39]
Alt stof på solen findes i form afgas og plasma på grund af dens høje temperatur. Derfor kan solen have differentiel rotation med forskellig hastighed ved forskellige breddegrader, og det bevirker, at dens magnetfeltlinjer bliver snoet sammen og dannermagnetiske feltløkker, der bryder frem fra solens overflade og udløser de dramatiske dannelser omkring solpletter og protuberanser ved magnetisk rekonnektion. Disse gentagne snoninger skabersoldynamoen og en 11-årig solpletcyklus med magnetisk aktivitet, når solens magnetiske felt skifter retning omkring hvert ellevte år.[40][41]
Solens magnetfelt rækker langt ud over Solen selv. Plasmaet i den magnetiserede solvind fører magnetfeltet ud i rummet og danner det såkaldteinterplanetare magnetfelt.[42] Eftersom plasmaet kun kan bevæge sig langs demagnetiske feltlinjer, strækker det interplanetare magnetfelt sig oprindeligt radialt væk fra Solen. Da felterne over og under Solens ækvator har modsat polaritet, findes der i Solens ækvatorplan et tyndt lag, som kaldes detheliosfæriske strømtæppe.[42] På større afstande snor Solens rotation magnetfeltet og strømtæppet til en spirallignende struktur, som kaldesParker-spiralen.[42] Det interplanetare magnetfelt er meget stærkere end dendipole komponent af Solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt, som er på 50–400 μT (i fotosfæren) aftager med tredje potens af afstanden til en værdi omkring 0,1 nT, når det måles i Jordens bane. Derimod viser observationer foretaget af rumfartøjer, at det interplanetare felt i Jordens bane er omkring 100 gange kraftigere, nemlig omkring 5 nT.[43]
I menneskehedens mest fundamentale forståelse er solen en lysende skive på himlen, hvis tilsynekomst overhorisonten forårsagerdag, og hvis fravær betydernat. Den er det centrale himmellegeme, hvoraflivet på Jorden afhænger, hvilket man fra de tidligste tider har været sig bevidst.
Solens regelmæssige daglige og årlige tilbagekomst blev ængsteligt afventet og besværget medkultiske ogmagiskeritualer. Særligt har solformørkelser udløst bestyrtelse og frygt. IoldtidensKina, hvor solen var symbol for østen, forår, mandighed (Yang) og fødsel foruden forkejseren, troede man, at endrage ville sluge solen og forsøgte med stor larm at få uhyret til at give den fri igen.
Man drog meget tidligt nytte af viden om de fundamentale perioder dag og år. Solen er det naturligeUr for mennesket og betragtning af solen (og andre himmellegemer) og bestemmelse af banepunkter somjævndøgn, sommer- og vintersolhverv førte sammen med årstidernes skiften til udviklingen afkalendere, hvilket i de fleste kulturer især blev af stor betydning efter opfindelsen afagerbruget. Herved kunne vigtige årstidsafhængige begivenheder som f.eks.Nilens årlige oversvømmelser og det gunstigste tidspunkt for såning bestemmes forud, og vedfærden på havet kunne man tage hensyn til farlige, sæsonbestemte stormperioder. Meget senere, da sejladserne gik over åbent hav, benyttedes solens højde på himlen tilnavigation, fordi den fastlægger breddegraden.
Mange forhistoriske monumenter og kultsteder blev opført med henblik på betragtning og udnyttelse af solfænomener. Det gælder f.eks.stenmegalitter, som nøjagtigt markerersommersolhverv. Nogle af de mest fremtrædende megalitter findes iNabta Playa i Egypten og vedStonehenge iEngland. I Stonehenge står solen ved sommersolhverv op lige over en bestemt sten, og solstrålerne kan på den dag lyse ind i anlæggets indre. Tilsvarende erpyramidenEl Castillo iChichen Itza i Mexico bygget, så der ved en skyggevirkning tilsyneladende sesslanger sno sig op ad pyramiden ved de to solhverv.
Frabronzealderen iTyskland erhimmelskiven fra Nebra bevaret og synes ligeledes at være et instrument til betragtning af himlen. Dens forgyldte kanter skal muligvis tydes somsoljoller, der er et religiøst symbol. Fra samme tid stammer ogsåsolvognen fra Trundholm, hvis skive tydes som et solsymbol med en dag- og natside. I dennordiske mytologisskabelsesberetning skabte guderne solen af en glød fraMuspelheim og lagde den i en vogn. GudindenSol kører hurtigt denne vogn over himlen, trukket af hesteneÁrvakr og Alsviðr, fordi spandet er forfulgt af enjætte i skikkelse afulvenSkoll. Ved verdens undergang (Ragnarok) vil ulven opsluge solen.
I det antikke Grækenland fremkom også de første overvejelser om solen som et fysisk objekt, begyndende medXenofanes, der mente, at solen var en brændende uddunstning eller sky. Hvor naiv denne beskrivelse end lyder nu, betød den dog et afgørendekulturhistorisk skridt, for at se solen som et naturligt objekt modsagde fundamentalt den tidligere opfattelse af solen som en gudelig entitet. Ud fra disse tanker kritiserede Xenofanes da også Grækenlands menneskeliggjorte guder. (Hvis heste havde guder, ville disse ligne heste)[44] og pegede frem mod en monoteisme, der ikke som hos faraonerne havde solen som Gud. Xenofanes' opfattelse slog imidlertid ikke igennem hos alle tænkere, og mange senere religiøse ogfilosofiske skoler faldt tilbage til de tidligere, mytiske forklaringer som det også fremgår af, atSokrates blev dødsdømt forgudsbespottelse 200 år senere. Desuden påvirkedes folketroen i Grækenland nok slet ikke af disse overvejelser.
I forhold tilfiksstjernerne synes solen, når den ses fra Jorden, at bevæge sig langsekliptika og gennemdyrekredsen (zodiac) en gang om året, og senere græske astronomer anså den for at være en af de syv planeter (græsk:Planetes = "vandrere"), efter hvilke de syvugedage har fået deres navne i en del sprog.
Det antikke verdensbillede gik i almindelighed ud fra, at Jorden var universets midtpunkt, og at solen,månen og planeterne bevægede sig i nøjagtigecirkelbaner om den. Denne flere hundrede år gamle opfattelse, som til sidst blev sammenfattet afPtolemæus i hans værkAlmagest fra omkring år 150, og som senere støttedes afAristoteles, holdt sig i endnu mindst 1.300 år. Den forsvaredes i særdeleshed af denkristne kirke, så meget mere som det også afBibelen lader til at fremgå, at solen bevæger sig. Modellen med den ubevægede jord udviste dog i tidens løb flere og flere svagheder, efterhånden som opfindelser og bedre observationer var til rådighed. Bl.a. kunne planeternes bevægelser kun forklares ved komplicerede hjælpekonstruktioner somepicykler.
Aristarchos fra Samos havde i 2. århundrede f.Kr. forgæves postuleret, at solen var verdens centrum. Først mere end 1.500 år senere blev tanken taget op igen af lærde somNikolaus von Kues ogRegiomontanus og viderebearbejdet afNicolaus Kopernikus og senere astronomer og videnskabsmænd, til at begynde med som rene "regnemodeller". Da disse begyndte at blive omsat til et reelt verdensbillede, vendte kirken sig imidlertid afgørende mod sådanne tanker, og videnskabsmænd somGiordano Bruno, der hævdede, at universet var uendeligt i udstrækning med et uendeligt antal sole og mange planeter, blevbrændt på bålet i år 1600, mensGalilei, der var nået til overbevisning om en central sol, blev forfulgt afinkvisitionen.
Ved fortsatte observationer, nøjagtige bestemmelser afplaneternes baner, brug af det nyopdagede teleskop og opdagelsen afhimmelmekanikkens sætninger, indtog det nugældende (modificerede) heliocentriske verdensbillede sin plads.
Yderligere fremskridt i astronomien viste sluttelig, at heller ikke solen indtager nogen særlig eller fremtrædende plads i universet, men er en stjerne mellem milliarder og atter millarder af andre stjerner.
Videnskabelig udforskning
Tidlige teorier
En af de første, der fremkom med en videnskabelig forklaring af solen, varantikkens græskefilosofAnaxagoras, der påstod, at den var en gigantisk, flammende metalkugle, som endog var større endPeloponnes, og altså ikke var Helios´ stridsvogn[45]. For udbredelse af dettekætteri blev han fængslet af myndighederne ogdømt til døden (men senere løsladt efter indgriben afPerikles).Eratosthenes kan have været den første til præcist at beregne afstanden fra Jorden til solen, idet han i det3. århundrede f.Kr. beregnede den til 149 millioner kilometer, samme størrelsesorden som det i dag accepterede tal.[46]
Som nævnt var den teori, at solen er det centrum, hvorom planeterne bevæger sig, allerede fremsat i antikken af Aristarchos, men var i øvrigt bl.a. også gængs blandt de sydamerikanske indianerne (seheliocentrisk). Efter at denne tanke blev taget op igen i Europa i 1400-tallet, var det først Kopernicus, der i det16. århundrede med værketDe Revolutionibus Orbium Coelestium (Om de himmelske sfærers omdrejning) forsøgte at give den matematisk grundlag, hvilket dog i sidste ende ikke lykkedes ham. Hans værk banede imidlertid vejen for videre udforskning og lagde fundamentet til detkopernikanske verdensbillede.
Teleskopet og resultater derefter
Efter opfindelsen af teleskopet foretogThomas Harriot, Galilei og andre astronomer i begyndelsen af det 17. århundrede detaljerede observationer af solpletter. Galileo foretog nogle af de første og hævdede, at pletterne befandt sig på solens overflade og derfor ikke var små objekter, som passerede mellem Jorden og solen.[47]Johann Fabricius beskrev dem som den første i 1611 i en videnskabelig afhandling, hvori han korrekt henførte deres vandring over solskiven til solens egenrotation.
Solens spektrum, der viser tusindvis af absorptionslinjer (Fraunhofer-linjer).
I 1619 postuleredeJohannes Kepler eksistensen af en solvind på grundlag af den kendsgerning, atkometers hale altid er rettet væk fra solen. Afstanden tilMars blev bestemt afGiovanni Cassini ogJean Richer i 1672, og de blev derved i stand til at beregne afstanden til solen.Isaac Newton analyserede solens lys ved hjælp af etprisme og viste, at det var sammensat af lys af mange farver.[48]
Allerede 1775 formodede Christian Horrobow, at antallet af solpletter ændres periodisk ogWilliam Herschel opdagede i 1800 deninfrarøde stråling udenfor den røde del af solspektret.[49] 1802 påvisteWilliam Hyde Wollaston de mørke absorptionslinjer i solspektret ogJoseph von Fraunhofer undersøgte dem fra 1814 systematisk, hvorfor de tydeligste stadig ofte kaldesFraunhoferlinjer.1843 publiceredeSamuel Heinrich Schwabe sin opdagelse af solpletaktivitetens cyklus, ogGeorge Hale udvikledespektroheliografen i 1889.Henry Augustus Rowland færdiggjorde i 1897 etatlas over solspektret med samtlige spektrallinjer, og i 1908 opdagede George Ellery Hale, at spektrallinjerne i solpletområderne var opspaltet som følge af magnetiske kræfter, den såkaldteZeeman-effekt.
At solen udstrålerradiobølger blev klarlagt i 1942, og i 1949 påvisteHerbert Friedman den solare røntgenstråling. Svingningerne i fotosfæren blev konstateret i 1960 og førte til helioseismologien, som undersøger solens egensvingninger for at klarlægge processerne i dens indre.
Der er i tidens løb bygget speciellesolobservatorier, ligesom der er indrettet enorme underjordiskedetektorer til undersøgelse af neutrinoudsendelse fra solen. DetektorenSuper-Kamiokande fandt for første gang neutrinooscillation i 1998.
Teoretiske arbejder
I begyndelsen af den moderne videnskabelige æra var kilden til solens energi en betydelig gåde.Lord Kelvin foreslog, at solen kunne være et langsomt afkølende, flydende legeme, som udstrålede varme fra et indre lager.[50] Senere foreslog Kelvin ogHermann von Helmholtz den såkaldteKelvin-Helmholtz mekanisme som forklaring på energioutputtet. Uheldigvis var deres estimat af solens alder kun 20 millioner år, meget kortere end det tidsrum på flere milliarder år, som fremgik afgeologiske undersøgelser. Joseph Lockyer, som opdagede helium i solens spektrum, fremsatte i 1890 en meteor-hypotese om solens dannelse og udvikling.[51]
En løsning baseret på kendte kendsgerninger fremkom ikke før 1904, hvorErnest Rutherford foreslog, at solens energiudsendelse kunne opretholdes ved hjælp af en intern varmekilde, og at denne kunne væreradioaktivt henfald.[52] Det blev imidlertidAlbert Einstein, som kunne give det afgørende spor i søgningen efter kilden til solens energiudsendelse med sin ligning for ækvivalensen mellem masse og energi:E = mc².
I 1920 foreslogArthur Eddington, at trykket og temperaturen i solens kerne kunne fremkalde en kernefusionsreaktion, hvor protoner samledes til heliumkerner og producerede energi ved nettoændringen i masse.[53] Overvægten af brint i Solen blev bekræftet i 1925 afCecilia Payne-Gaposchkin hjælp af ionisering teori udviklet afMeghnad Saha, en indisk fysiker. Dette teoretiske koncept videreudvikledes i 1930'erne af astrofysikerneSubrahmanyan Chandrasekhar ogHans Bethe. Hans Bethe beregnede detaljerne i de to vigtigste energiproducerende kernereaktioner, som holder solen i gang.[54][55]
En afhandling, som både fuldstændiggjorde dette og pegede fremad mod den nuværende astrofysik, publiceredes i 1957 afMargaret Burbidge med titlen "Synthesis of the Elements in Stars" (Stjerners grundstofsyntese).[56] Afhandlingen viste overbevisende, at flertallet af grundstofferne i universet er dannet vednukleosyntese, som er foregået ved kernereaktioner inde i stjerner, hvoraf nogle var lig solen. Denne erkendelse udgør stadig en af videnskabens store bedrifter.
Udforskning fra rummet
I nyeste tid er der opnået mange nye resultater ved målinger fra rummet, hvorfra det er muligt at undersøgebølgelængder, som ellers absorberes i jordens atmosfære. Det er først sket frasatellitter i jordomløb, men det er også medrumsonder forsøgt at komme solen nærmere, hvilket de høje temperaturer og den intensive stråling gør til en teknisk udfordring.
De første satellitter til observation af solen opsendtes mellem 1959 og 1968. Det varNASA'sPioneer 5, 6, 7, 8 og 9, som kredsede om solen i næsten samme afstand som jorden og foretog de første detaljerede målinger af solvinden og solens magnetfelt. Pioneer 9 var virksom særlig længe og sendte data helt til 1987.[57]
I 1970'erne fik videnskabsmændene vigtige nye data om solvinden og solens korona fraHelios 1-sonden og fraApolloteleskopet påSkylab. Apolloteleskopet styredes af astronauterne på Skylab, og det foretog de førstetidsserie-observationer af solens overgangsregion og af ultraviolet stråling fra koronaen. Opdagelserne var bl.a. de første observationer af koronamasseudstødelse og af "huller" i koronaen, som nu vides at hænge nøje sammen med solvinden.
SMM-satellitten
Solar Maximum Mission (SMM) opsendtes af NASA i 1980 med det formål at undersøge gamma-, røntgen- og UV-stråling fra soludbrud. Den brød ned efter få måneder, men blev repareret i 1984 ved et besøg afrumfærgenChallenger og var derefter virksom til juni 1989.[58]
RumsondenUlysses i1990 skulle benyttes til første observation af solens poler, hvilket kræver en baneændring på 90° for at komme ud af planeternes baneplan. Det opnåedes ved at lade sonden flyve forbi kæmpeplanetenJupiter, en såkaldtgravity assist-forbiflyvning. Den lykkedes, og Ulysses blev derved den hidtil eneste rumsonde, som har forladt ekliptikas plan.[59] Den har to gange overfløjet begge solens poler og har fundet, at solvinden fra høje bredder bevæger sig med omkring 750 km/s (langsommere end forventet), og at der fra disse breddegrader udgår store magnetiske bølger, som spreder galaksenskosmiske stråling.[60]
Ulysses starter mod Jupiter efter at være opsendt med rumfærgen
DenjapanskeYohkoh (solstråle) satellit opsendtes 1991 og observerede soludbrud på røntgenbølgelængder. Den gik i stand-by tilstand som følge af en solformørkelse i 2001, hvor den mistede sin fastlåsning af retningen til solen.[61]
En de hidtil vigtigste solobservationsmissioner har væretSOHO, der er et fælles projekt mellemEuropean Space Agency og NASA. Den har nu (2007) fungeret i over ti år og været vigtig nok til, at en opfølgning,Solar Dynamics Observatory, planlægges opsendt i 2008. SOHO er stationeret ilagrange-punkt L1 og giver daglige optagelser af solen ved mange bølgelængder og bidrager til forudsigelse af soludbrud. I tilgift har den opdaget et stort antal kometer, hvoraf de fleste dog er små og udslettes ved passage af solen.[62]
I 2001 startedeGenesis for at indsamle solmateriale fra rummet. Sonden returnerede til Jorden i 2004, men knustes, da enfaldskærm ikke foldede sig ud. Nogle brugbare prøver har dog kunnet reddes og er ved at blive undersøgt.
De toSTEREO-sonder opsendtes i oktober 2006 og stationeredes i henholdsvis lagrange-punkt L4 og L5 med henblik på at tagetredimensionale billeder af solen og dens fænomener.
Solobservation og øjenskader
Sollys er meget skarpt, og at se direkte på solen med det blotte øje selv i korte perioder er potentielt farligt. Lyset vil påvirkenethinden med omkring 4 milliwatt, som vil opvarme den let og kunne forårsage permanente skader i form af blindhed eller blinde pletter i synsfeltet. Eftersom der ikke er nogen følelse af smerte, bliver man ikke umiddelbart opmærksom på, at synet er ved at blive ødelagt.
Delvise solformørkelser udgør en særlig risiko, fordi øjetspupil ikke er tilpasset den usædvanligt høje kontrast, og fordi den udvider sig i forhold til den samlede mængde lys ogikke i forhold til det klareste objekt i synsfeltet. Det meste af sollyset vil være blokeret afmåneskiven, men fotosfærens udækkede dele har samme klarhed som på en normal dag. I det dæmpede tusmørke vil pupillen udvide sig fra ~2 mm til ~6 mm og hver celle i nethinden modtage ca. 10 gange så meget lys som ved at se på en uformørket sol.[63]
At betragte solen gennem lyskoncentrerendeoptik som f.eks. enkikkert er naturligvis endnu farligere, medmindre der benyttes et korrekt filter til at dæmpe lyset. Uafskærmede kikkerter kan sende over 500 gange så megen energi til nethinden som ved brug af det blotte øje, hvilket vil dræbe nethindensceller næsten øjeblikkeligt. (Selvom effekten per arealenhed af billedet på nethinden er den samme, kan varmen ikke føres væk hurtigt nok, fordi billedet er større). Selv et ganske kort kig på middagssolen gennem en uafskærmet kikkert kan give permanent blindhed.[64]
Filtre til brug for iagttagelse af solen skal være specielt beregnet til formålet. Utilstrækkelige filtre lader f.eks. skadelige UV- eller IR-stråler passere. Filtre til teleskoper eller kikkerter skal sættes påobjektivet ellerblænden og ALDRIG påokularet, fordi okularfiltre pludselig kan revne eller ødelægges af varmen fra absorberet lys.
En sikker måde at betragte solen på er at projicere et billede af den på en skærm ved hjælp af et lille refraktionsteleskop (eller kikkert) og okular uden sammenlimede dele. Andre teleskoptyper kan ødelægges ved sådan brug.
^(engelsk)Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E. (november 1993)."Our Sun. III. Present and Future".Astrophysical Journal.418: 457.
^(engelsk)Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum".Geophysical Research Letters.19: 1591-1594.
^(engelsk)Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.107: 211.
^(engelsk)Kasting, J. F.; Ackerman, T. P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere".Science.234: 1383-1385.
^(engelsk)Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957)."Synthesis of the Elements in Stars".Reviews of Modern Physics.29 (4): 547-650.
Thompson, M. J. (2004),Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, p. 4.21-4.25(engelsk)
T. J. White; M. A. Mainster; P. W. Wilson; and J. H. Tips,Chorioretinal temperature increases from solar observation, Bulletin of Mathematical Biophysics 33, 1-17 (1971)(engelsk)
.svg)
