~220 km/s(bane rundt sentrum av galaksen) ~20 km/s(relativt til den gjennomsnittlige hastigheten til andre stjerner i nabolaget) ~370 km/s[L 2](relativt til denkosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen)
Med eneffektiv overflatetemperatur på 5 778 K (5 505 °C) har solen en tilnærmet hvit farge, men fra jordoverflaten fremstår den som gul på grunn av atmosfærisk spredning av blått lys.[10][L 6] Solen er enhovedseriestjerne som genererer energi vedkjernefysisk fusjon avatomkjerner av hydrogen tilhelium. I kjernen fusjoneres 620 millionertonn hydrogen per sekund, mens 4,26 millioner tonn omdannes til strålingsenergi per sekund.
Gammelengelsksunne varfemininum; det femininepronomenet var i bruk frem til 1600-tallet, da grammatisk kjønn utenom pronomen for lengst var borte fra det engelske språket ogmaskulinumspronomenet overtok.[15]
Deturindoeuropeiske navnet var*s(e)wol-, av roten*saewel-, «å skinne», «solen». Elementet*el- i roten var opprinnelig etsuffiks og hadde den alternative formen*en-, som gir*s(u)wen-, kilden til gammelengelsksunne, norrøntsunna,avestiskxueng og gammelirskfur-sunnud («lyse opp»).[15]
Ukedagensøndag (gammelengelskSunnandæg før 700) er engermansk adopsjon og oversettelse avlatindies solis, som i seg selv er en oversettelse avgreskheméra helíou.[18]
Det latinske navnet på stjerne,Sol, tilsvarer det norske navnet på solen, og brukes også iadjektivformensolar.[19][20] Astronomer bruker også benevnelsensol om ensoltid på en annen planet.[21]
Ultrafiolett bilde i falske farger av en solstorm av C3-klasse (hvitt område oppe til venstre), en solartsunami (bølgelignende struktur oppe til høyre) og flere filamenter avplasma som stiger fra overflaten og følger etmagnetfelt.
Solen er enhovedseriestjerne av klasse G og utgjør ca. 99,86 % av massen i solsystemet. Den er nesten perfekt sfærisk med en estimertflattrykthet på ca. én 9 milliondel.[L 11] Forskjellen på diameteren mellom polene og diameteren ved ekvator er bare rundt 10 km. Solen består avplasma og er ikke et fast legeme. Den har endifferensiell rotasjon (roterer raskere vedekvator enn ved polene), fordikonveksjon i massen drives av brattetemperaturgradienter fra kjernen og utover.
Vinkelmomentet har en retning mot klokken, sett fra denekliptiske nordpolen. Perioden til denfaktiske rotasjonen er ca. 25,6 dager ved ekvator og 33,5 dager ved polene. Fordi vårt utsiktspunkt går i bane rundt solen, er dentilsynelatende rotasjonen ved ekvator ca. 28 dager.[L 12] Rotasjonens sentrifugaleffekt er én 18 milliondel av overflategravitasjonen ved ekvator og påvirker ikke formen på solen nevneverdig. Den differensielle rotasjonen er mulig fordi solen består av ionisert gass. Tidevannseffekten fra planetene er enda svakere.[L 13]
Solens rotasjon ble oppdaget avGalileo Galilei i1610. Med sitt nykonstruerte teleskop kunne han se solflekkene flytte seg fra dag til dag, fra øst mot vest på solskiven.
Solen er en stjerne av typenpopulasjon I. Det vil si at den er relativt ung – cirka 4,6 milliarder år gammel – og relativt rik på tunge grunnstoffer.[c][L 14] Dannelsen av solen kan ha blitt utløst av sjokkbølger fra en eller flere nærliggendesupernovaer.[L 15] Et tegn på dette er den store forekomsten avtyngre grunnstoffer, slik somgull oguran, i solsystemet vårt sett i forhold til ved stjerner av typen populasjon II, som er eldre og fattige på disse stoffene. Den store forekomsten kan skyldesendergone reaksjoner fra en supernova. Den kan også skyldes overgang fra et grunnstoff til et annet og tyngre på grunn avnøytronabsorpsjon i en massiv andregenerasjons stjerne.[L 14]
Et annet tegn på tilførsler fra mer enn én supernova, er at molekylskyen som solsystemet ble dannet av, rommet forskjellige generasjoner av stjernestøv. Inklusjonen iAllende-meteoritten inneholder langt mindremagnesium-26 enn det normale i meteoritter.[L 16] Dette betyr at deler av skyen var uten radioisotopetaluminium-26, som er råstoff til dannelsen av magnesium-26, mens en annen del av skyen ble tilført dette stoffet.[L 16]
Solen har ingen klar grense slik steinplanetene har, og i de ytre delene faller tettheten av gassen eksponentielt med økende avstand fra sentrum.[L 17] Likevel har solen en veldefinert indre struktur. Dens radius måles fra sentrum til kanten avfotosfæren. Utenfor dette laget er gassene for kjølige eller tynne til å stråle noen betydelig mengde lys, og derfor er denne overflaten det som er lettest synlig for det blotte øye.[L 18]
Solens indre er ikke direkte observerbar og kan ikke fotograferes medelektromagnetisk stråling. Liksomseismologi bruker bølger generert av jordskjelv for å avsløre jordens indre strukturer, brukerhelioseismologien trykkbølger (infralyd) som går gjennom solens indre for å måle og visualisere stjernens indre struktur.[L 19]Datamodellering blir også brukt som et verktøy på de dypere lagene.
En regner at kjernen strekker seg fra sentrum og ut til om lag 20–25 prosent av solens radius.[L 20] Tettheten i kjernen er opp til 150 g/cm³[L 21][22] (ca. 150 ganger tettheten av vann), og temperaturen er opp mot 15,7 millionerkelvin (K). Til sammenligning er overflatetemperaturen omtrent 5 778 K. Analyser av data fra romfartøyetSOHO bekrefter en raskere rotasjonshastighet i kjernen enn i strålingssonen.[L 20] I det meste av solens liv produseres det energi vedkjernefysisk fusjon gjennomproton-protonkjeden, en prosess som omdannerhydrogen tilhelium.[L 22] Bare 0,8 prosent av energien genereres iCNO-syklusen.[L 23]
Kjernen produserer en betydelig mengde termisk energi ved fusjon. 99 prosent av energien genereres innenfor de innerste 24 prosent av solens radius. Ved 30 prosent av radien har fusjonen stoppet nesten helt opp. Resten av stjernen varmes opp av energi som føres utover fra kjernen og lagene like utenfor. Energien som produseres av fusjon i kjernen, beveger seg utover gjennom solens ulike lag til fotosfæren, før den slipper ut i rommet som sollys eller partiklerskinetiske energi.[L 24][L 25]
Proton-proton-kjeden foregår ca. 9,2×1037 ganger per sekund i kjernen. Reaksjonen bruker fire frieprotoner (hydrogenkjerner), og konverterer ca. 3,7×1038 protoner tilalfapartikler (heliumkjerner) hvert sekund (av totalt ~8,9×1056 frie protoner i solen), eller ca. 6,2×1011 kg per sekund.[L 25] Fusjon av hydrogen til helium frigjør ca. 0,7 % av massen som energi.[L 26] 4,26 millionertonn masse omdannes til 384,6 yottawatt (3,846×1026 W,[1] eller 9,192×1010megatonnTNT) per sekund. Denne massen blir ikke ødelagt ved at energi dannes. En kan heller si at den transporteres bort i den utstrålte energien, slik det beskrives imasseenergiloven.
Energiproduksjonen varierer med avstanden fra sentrum. I sentrum anslår modeller at den er ca. 276,5 watt/m³,[23] en tetthet som tilnærmer seg mer reptil metabolisme enn en kjernefysisk bombe.[d] Maksimal energiproduksjon blir sammenlignet med volumetrisk varme som genereres i en aktivkomposthaug. Det enorme mengden energi som sendes ut, skyldes ikke høy effekt per volum, men den enorme størrelsen.
Fusjonshastigheten i kjernen er i en selvkorrigerende likevekt; en liten økning vil gjøre at kjernen varmes ytterligere opp ogekspanderer noe motvekten av de ytre lagene. Dette reduserer fusjonshastigheten og korrigererperturbasjonen. En liten senking i hastigheten vil avkjøle og krympe kjernen, slik at fusjonshastigheten reverseres.[L 27][24]
Gammastrålingen (høyenergi-fotoner) fra fusjonsreaksjoner absorberes i bare et par millimeter av solplasma og blir utstrålet igjen i vilkårlige retninger ved noe lavere energi. Derfor tar det lang tid før strålingen når solens overflate. Estimater av ferdstiden for fotonene varierer fra 10 000 til 170 000 år.[25]Nøytrinoene, som står for ca. 2 % av energiproduksjonen, tar bare 2,3 sekunder for å nå overflaten. Energitransporten involverer fotoner i termodynamisk likevekt med materie, med en periode på 30 000 000 år. Dette er også tiden solen vil bruke på å stabiliseres hvis hastigheten på energigenereringen i kjernen plutselig skulle endres.[L 28]
Etter en siste ferd gjennom det konvektive ytre laget til fotosfæren, unnslipper fotonene somsynlig lys. Hver gammastråling i kjernen konverteres til flere millioner fotoner av synlig lys før de forsvinner ut i rommet. Nøytrinoer frigjøres også av fusjonsreaksjonene i kjernen. I motsetning til fotoner vekselvirker de sjelden med materie, og nesten alle forlater solen umiddelbart. I mange år var nøytrinomålingene tre faktorer lavere enn teorier forutsa. Avviket ble løst i 2001 gjennom oppdagelsen av effekten avnøytrinosvingninger: Solen stråler antallet nøytrinoer forutsagt avteorien, men nøytrinodetektorer manglet 2/3 av dem fordi de hadde endretarom.[L 29]
Fra ca. 0,25 til ca. 0,7 solradier er materien varm og tett nok til at varme i kjernen kan overføres utover (varmestråling).[26] Denne sonen er utenvarmekonveksjon. Materien avkjøles fra 7 til ca. 2 millioner kelvin med økende høyde, men dennetemperaturgradienten er mindre enn verdien til denadiabatiske temperaturendringen, og kan derfor ikke drive konveksjon.[22] Energi fra kjernen føres utover av lys (fotoner) som reflekteres frapartikkel til partikkel.[22] Fotonene beveger seg med lysets hastighet, men reflekteres så mange ganger at et enkelt foton kan bruke en million år på å passere strålingssonen.[22][26] Tettheten faller fra 22 g/cm³ til 0,20 g/cm³ fra bunnen til toppen av strålingssonen.[26]
Det finnes et overgangslag (tachocline) mellom den jevne rotasjonen i strålingssonen og den differensielle rotasjonen i konveksjonene, hvor flere påfølgende horisontale lag glir forbi hverandre.[L 30] Væskebevegelsene i konveksjonssonen forsvinner sakte nedover fra toppen av dette laget og tilpasser seg den roligere strålingssonen under. For tiden er det en hypotese om at en magnetisk dynamo i dette laget genererer solensmagnetfelt.[22]
Fra overflaten og ned til ca. 200 000 km (de ytterste 3/10 av radiusen), er ikke plasmaet tett eller varm nok til å overføre varmeenergi innenfra og utover gjennom stråling. Dermed oppstår varmekonveksjon, hvorvarmekolonner frakter varmt materiale til overflaten (fotosfæren). Idet materialet avkjøles ved overflaten, faller det til bunnen av konveksjonssonen, og mottar mer varme fra toppen av strålingssonen. På den synlige soloverflaten er temperaturen 5 778 K, og tettheten er sunket til 0,0000002 g/cm³ (ca. 1/10 000 av tettheten til luft ved havnivå).[22]
Varmekolonnene i konveksjonssonen danner skiftende mønster på overflaten, kaltgranuler ogsupergranuler. Den turbulente konveksjonen i denne ytre delen av solens indre fungerer som en dynamo som produserer magnetiske nord- og sørpoler over hele solens overflate.[22] Solens varmekolonner erBénard-celler som tenderer mot å være sekskantede prismer.[L 31]
Effektiv temperatur, ellersort legeme-temperaturen, for solen (5 778 K) er temperaturen et sort legeme av samme størrelse må ha for å gi samme utstrålende energi.
Den synlige overflaten – fotosfæren – er laget under hvor solen bliropakt for synlig lys.[L 32] Over fotosfæren er sollyset fritt til å forplante seg ut i rommet, og energien forsvinner fullstendig fra solen. Endringen i opasitet skyldes en synkende mengdeH−-ioner som lett absorberer synlig lys.[L 32] Motsatt dannes det synlige lyset når elektroner reagerer medhydrogenatomer og produserer H−-ioner.[L 33][L 34] Fotosfæren er flere titalls til hundrevis av kilometer tykk og er til dels ugjennomsiktig. Siden den øvre delen er kjøligere enn den nedre, fremstår et bilde av solen lysere i sentrum enn ved ytterkantene av solskiven (kantformørkelse).[L 32] Sollys har omtrent et spektrum som etsort legeme som indikerer at temperaturen er ca. 5 800 K,[e] ispedd med atomiskeabsorpsjonslinjer fra tynne lag over fotosfæren. Fotosfæren har en partikkeltetthet på ~1023 m−3 (ca. 0,5 % av partikkelantallet per volum ijordens atmosfære ved havnivå;[f] partikler i fotosfæren er imidlertid elektroner og protoner, så den gjennomsnittlige partikkelen i luft er 58 ganger tyngre).[L 35]
Tidlige studier av detoptiske spekteret av fotosfæren avdekket absorpsjonslinjer som ikke samsvarte med kjentegrunnstoffer. I 1868 utarbeidetNorman Lockyer en hypotese om at de skyldtes et grunnstoff som han kaltehelium, etter dengreske solgudenHelios. 25 år senere ble helium isolert på jorden.[28]
Temperaturminimumsregionen ca. 500 km over fotosfæren, med en temperatur på ca. 4 100 K,[L 32] er kjølig nok til å støtte enkle molekyler somkarbonmonoksid ogvann, som kan oppdages av absorpsjonsspektrene.[L 37]
Over denne er et ca. 2 000 km tykt lag dominert av et spektrum av stråling av absorpsjonslinjer.[L 32] Dette kalleskromosfæren fra den greske rotenchroma, som betyr farge, fordi kromosfæren er synlig som et farget glimt ved begynnelsen og slutten avtotale solformørkelser[26] Temperaturen øker gradvis med høyden, og strekker seg opp til ca. 20 000 K nær toppen.[L 32] I den øvre delen av kromosfæren blirhelium delvisionisert.[L 38]
Solplasmaetsfotosfæriske fakler forbinder områder med ulike magnetiske polariteter.
Over kromosfæren, i en ca. 200 km overgangsregion, stiger temperaturen raskt fra ca. 20 000 K i den øvre kromosfæren til koronatemperaturer nærmere 1 000 000 K.[L 39] Temperaturøkningen lettes av den fulle ioniseringen av helium i overgangsregionen, som reduserer strålingskjølingen av plasma betydelig.[L 38] Overgangsregionen oppstår ikke ved noen veldefinerte høyder, men danner ennimbus rundt kromosfæriske formasjoner somspikuler ogglødetråder.[26] Den er ikke lett synlig fra jorden, men kan observeres frarommet med instrumenter sensitive forekstreme ultrafiolette deler avspekteret.[L 40]
Koronaen er den utvidede ytre atmosfæren, som er mye større i volum enn selve solen. Koronaen utvider seg kontinuerlig ut i rommet og dannersolvinden som fyller hele solsystemet.[L 41] Den lave koronaen, nær overflaten, har en partikkeltetthet på ca. 1015–1016 m−3.[L 38][f] Gjennomsnittstemperaturen i koronaen og solvinden er ca. 1 000 000–2 000 000 K; i de varmeste regionene er det imidlertid 8 000 000–20 000 000 K.[L 39] Ingen komplett teori gjør per dato rede for temperaturen, men noe av varmen kommer framagnetisk omkobling.[L 39][L 41]
Heliosfæren – rommet som er fylt med solvindens plasma, strekker seg fra ca. 20 solradier (0,1 AE) til de ytre utkantene avsolsystemet. Den starter der hvor strømmen av solvinden blirsuperalfvénisk – raskere enn hastigheten tilAlfvénbølger.[L 42] Heliosfærens turbulens og dynamiske krefter kan ikke påvirke koronaen, som kun formes ved hastigheter tilsvarende Alfvénbølger. Solvinden ferdes kontinuerlig utover gjennom heliosfæren, og girmagnetfeltet ensprialform[L 41] før den trefferheliopausen mer enn 50 AE fra solen. I desember 2004 passerteVoyager 1-sonden gjennom sjokkfronten som antas å være en del av heliopausen. Begge Voyager-sondene registrerte høyere nivåer av energipartikler da de nærmet seg grensen.[29]
Magnetfeltet strekker seg godt utenfor solen. Den magnetiserte solvindplasmaet frakter magnetfeltet ut i rommet og danner detinterplanetariske magnetfeltet.[L 41] Siden plasmaet kun kan bevege seg langs magnetfeltlinjene, er det interplanetariske magnetfeltet i utgangspunktet strukket radialt bort fra solen. Fordi feltene over og under ekvator har ulike polariteter som peker bort fra solen, finnes det et tynt lag i ekvatorplanet som kalles detheliosfæriske strømningssjiktet.[L 41] Ved større avstander vrir rotasjonen magnetfeltlinjene og strømningssjiktet inn iarkimediske spiraler som kallesParkerspiraler.[L 41] Det interplanetariske magnetfeltet er mye sterkere enn den dipole komponenten i solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt på 50–400 μT (i fotosfæren) reduseres med tredje potens av avstanden til ca. 0,1 nT ved avstanden av jorden. Ifølge observasjoner med romfartøy er imidlertid det interplanetariske feltet ved jordens plassering omtrent 100 ganger større ved ca. 5 nT.[L 46]
Solen arvet den kjemiske sammensetningen fra deninterstellare materien som den er dannet fra: hydrogenet og heliumet ble dannet avBig Bang-nukleosyntese. Metallene ble produsert avstjernenukleosynteser i generasjoner av stjerner som fullførtestjerneutviklingen og returnerte materialet til det interstellare materiet før dannelsen av solen.[L 50] Den kjemiske sammensetningen av fotosfæren blir vanligvis ansett som representativ for sammensetningen av det opprinnelige solsystemet.[L 51] Siden solens dannelse har noe av heliumet og de tyngre grunnstoffer forflyttet seg ut av fotosfæren. Derfor inneholder fotosfæren noe mindre helium og kun 84 % av de tyngre grunnstoffene som solen hadde somprotostjerne – 71,1 % hydrogen, 27,4 % helium og 1,5 % metaller.[L 47]
I den indre delen har kjernefysisk fusjon endret sammensetningen ved å konvertere hydrogen til helium, så den innerste delen består nå av omtrent 60 % helium, mens metallforekomsten er uendret. Siden det indre av solen er strålingsdrevet og ikke konvektiv (seegenskaper over), har ingen av fusjonsproduktene fra kjernen steget til fotosfæren.[L 52]
Mengden av tunge grunnstoffer måles vanligvis både ved bruk avspektroskopi av fotosfæren og ved måling av mengde imeteoritter som aldri har vært oppvarmet til smeltetemperaturer. Disse meteorittene antas å ha beholdt sammensetningen til solen fra den var en protostjerne og er ikke påvirket av nye tunge grunnstoffer. Målingene fra de to metodene stemmer generelt sett overens.[L 5]
Den første i hovedsak kompletteoscillatorstyrken for enkeltioniserte jerngruppeelementer ble tilgjengelig på 1960-tallet,[L 55] og forbedrede oscillatorstyrker ble kalkulert i 1976.[L 56] I 1978 ble mengden av enkeltioniserte elementer i jerngruppen avledet.[L 53]
Ulike forfattere har vurdert et massefraksjoneringsforhold mellom den isotopiske sammensetningen av solens og planetenesedelgasser,[L 57] deriblantneon ogxenon.[L 58] Troen på at hele solen hadde samme sammensetning som atmosfæren, var likevel utbredt frem til 1983.[L 59]
I 1983 ble det hevdet at det var fraksjonering i solen selv som forårsaket fraksjoneringsforholdet mellom den isotopiske sammensetningen av planetare og solare edelgassene brakt dit av solvinden.[L 59]
Ved observasjon av solen med riktig filtrering ersolflekkene vanligvis de mest umiddelbare synlige formasjonene. De er veldefinerte flater som fremstår mørkere enn omgivelsene grunnet lavere temperaturer, og er områder med intens magnetisk aktivitet hvorkonveksjon hemmes av sterke magnetfelt som reduserer energioverføringen fra det varme indre til overflaten. De magnetiske feltene oppvarmer koronaen og danneraktive regioner som er kilden til intensesolstormer ogkoronamasseutbrudd. De største solflekkene kan være titusenvis av kilometer på tvers.[33]
Antall synlige solflekker varierer med en syklus på elleve år (solflekksyklusen). Ved et solminimum er det få eller ingen synlige solflekker. De som viser seg befinner seg ved høye breddegrader. Når solflekksyklusen utvikler seg, øker antallet og beveger seg nærmere ekvator (Spörers lov). Solflekkene eksisterer vanligvis i par med motsatt magnetisk polaritet. Den magnetiske polariteten til den ledende solflekken veksler; den er magnetisk nordpol i én solsyklus og magnetisk sørpol i den neste.[34]
Antall observerte solflekker de siste 250 år viser den elleveårige solflekksyklusen.
Solflekksyklusen påvirkerromvær og solens klima sidenluminositet har direkte sammenheng med magnetisk aktivitet.[L 60] Solens aktivitetsminimum synes å korrelere med lavere temperaturer, og lengre enn gjennomsnittlige solflekksykluser synes å korrelere med høyere temperaturer. Fra 1400-tallet frem mot rundt 1850 var solflekksyklusen sterkt redusert. Perioden 1645–1715 er kjent somMaunder Minimum ellerden lille istid, ogEuropa opplevde uvanlig lave temperaturer.[L 61] Tidligere utvidede minimum har blitt oppdaget gjennom analyser avtreringer og synes å ha sammenfalt med globalt lavere temperaturer enn gjennomsnittet.[L 62]
En nyere teori hevder at tre magnetiske ustabiliteter i solens kjerne forårsaker svingninger med perioder på enten 41 000 eller 100 000 år. Disse kan gi en bedre forklaring påistidene ennMilanković-syklusene.[L 63][L 64]
Solen ble dannet for ca. 4,57 milliarder år siden fra kollapsen av en del av en gigantiskmolekylsky som for det meste bestod av hydrogen og helium og som sannsynligvis ga grunnlag for mange andrestjerner.[L 66] Alderen er estimert avdatasimulering av stjerneutviklingen ognukleokosmokronologi.[L 3] Det eldste materialet i solsystemet erradiometrisk datert til 4,567 milliarder år gammelt.[L 67][L 68]Meteoritter med spor av stabile datterkjerner av kortlevde isotoper – deriblantjern-60 (60Fe), som kun dannes i eksploderende kortlevde stjerner – indikerer at en eller flere supernovaer har funnet sted nær stedet hvor solen ble dannet.
Ensjokkbølge fra en nærliggende supernova utløste komprimering av gasser i molekylskyen. En del av skyen kollapset under sin egen gravitasjon,[L 69] begynte å rotere på grunn avbevaring av drivmoment og ble varmet opp med et økende trykk. Mye av massen ble samlet i sentrum mens det resterende flatet ut til en skive som ble planeter og andre solsystemlegemer. Gravitasjon og trykk i kjernen av skyen genererte varme når den samlet mer gass fra den omkringliggende skiven. Til slutt blekjernefysisk fusjon satt i gang og vår sol ble født.
Solen er om lag halvveis i sinhovedserieutvikling hvor kjernefysiske fusjonsreaksjoner i kjernen fusjonerer hydrogen til helium. Hvert sekund omdannes 4,26 millionertonn materie til energi i kjernen, og produserernøytrinoer ogsolstråling. Med denne hastigheten har solen så langt omgjort omkring 100 jordmasser med materie til energi, og vil tilbringe ca. 10 milliarder år som en hovedseriestjerne.[L 70]
Solen har ikke nok masse til å eksplodere som ensupernova, men vil om ca. fem milliarder år bli enrød kjempe. Når hydrogenet i kjernen er oppbrukt, vil de ytre lagene utvides og kjernen trekke seg sammen og varmes ytterligere opp. Hydrogenfusjonen vil fortsette langs et skall som omgir en kjerne av helium som vil utvide seg jevnt og trutt etter hvert som mer helium produseres. Når kjernetemperaturen når ca. 100 millionerkelvin, vil heliumfusjonen i kjernen begynne å produserekarbon, og solen vil gå inn i enAGB-fase.[L 14]
Etter den røde kjempefasen vil intense varmepulseringer gjøre at solen kaster de ytre lagene og danner enplanetarisk tåke. Det eneste som blir igjen etter at de ytre lagene er kastet, vil være den ekstremt varme kjernen som sakte nedkjøles og falmer som enhvit dverg over flere milliarder år. Dettestjerneutviklingsscenarioet er typisk for stjerner med liten til middels stor masse.[35][L 71]
Som rød kjempe vil solen ha en maksimal radius utenfor jordens nåværende bane, 1 AE (1,5×1011 m), 250 ganger sin nåværende radius.[L 72][36] Innen den blir enAGB-stjerne, vil den miste omtrent 30 % av sin nåværende masse på grunn av stjernevinden, som igjen vil skyve planetenes baner utover. Nyere forskning antyder at jorden vil svelges av solenstidevannskrefter.[L 72][36] Selv om jorden unnslipper forbrenning, vil alt vann koke bort og det meste avatmosfæren vil forsvinne ut i rommet.
Selv under sin nåværende fase i hovedserien blir solen gradvis mer lyssterk (ca. 10 % for hver milliard år), og overflatetemperaturen stiger sakte. Solen var svakere i fortiden, noe som muligvis er grunnen til at liv på jorden kun har eksistert på land i ca. 1 milliard år. Økningen i solens temperatur er slik at om ca. ytterligere én milliard år vil overflaten på jorden sannsynligvis bli for varm til at det kan forekomme flytende vann, noe som vil bety slutten for alt jordisk liv.[L 72][36][37]
Sollys er jordens primærkilde til energi.Solkonstanten er den mengden energi som solen utgjør per enhet areal som er direkte utsatt for sollys, og tilsvarer omtrent 1 368 W/m² ved en avstand på énastronomisk enhet (AE) fra solen (på eller nær jorden).[38] Sollyset på jordens overflate dempes av jordens atmosfære slik at mindre effekt treffer overflaten – nærmere 1 000 W/m² ved klar himmel når solen er nærsenit.[L 73]
Solenergien brukes til mange naturlige og syntetiske prosesser.Fotosyntese i planter gjør den om til oksygen og reduserer karbonsammensetningen. Direkte oppvarminger eller elektrisk konvertering vedsolceller brukes avsolkraftutstyr for å generere elektrisitet eller utføre annet nyttig arbeid, for eksempelkonsentrert solkraft. Energien ipetroleum og andre fossile brensler ble omgjort fra sollys av fotosyntesen i en fjern fortid.[L 74]
Retningen som solen ferdes i gjennom rommet i Melkeveien relativt til andre nærliggende stjerner (Solapex), er mot stjernenVega istjernebildetLyren. Den holder en vinkel på ca. 60 grader mot retningen til detgalaktiske sentrumet.
Banen rundt galaksen forventes å være grovt elliptisk med tillegg avperturbasjoner på grunn av de galaktiske spiralarmene og ikke-ensrettede massefordelinger. I tilleggoscillerer solen opp og ned relativt til det galaktiske planet ca. 2,7 ganger per bane. Det har blitt argumentert med at solens passering gjennom spiralarmene med høyere tetthet ofte sammenfaller medmasseutryddelser på jorden, muligvis på grunn av øktenedslag.[L 80] Solsystemet bruker mellom 225 og 250 millioner år på en bane rundt galaksen (etgalaktisk år),[40] og det antas dermed at solen vil fullføre 20–25 omløp i løpet av sin levetid.Omløpshastigheten rundt det galaktiske senteret er 251 km/s,[L 81] og solsystemet bruker omkring 1 190 år på å ferdes ett lysår, eller syv dager på å ferdes énAE.[L 82]
Antalletelektronnøytrinoer fra solen oppdaget på jorden var i mange år1⁄3–1⁄2 av antallet forutsagt avstandard solmodellen. Avviket ble kalt solnøytrinoproblemet. Teorier forsøkte å redusere temperaturen i solens indre for å forklare den lavere nøytrinofluksen, eller hevde at elektronnøytrinoer kunneoscillere – forandres til ikke-sporbaretau ogmyonnøytrino på vei fra solen til jorden.[L 84] Flere nøytrinoobservatorier ble bygget på 1980-tallet for å måle fluksen fra solnøytrinoene så nøyaktig som mulig, deriblantSudbury Neutrino Observatory i Canada ogKamiokande-laboratoriet i Japan.[L 85]
Observasjonene førte til oppdagelsen av at nøytrinoer har en svært lavhvilemasse og at de oscillerer.[L 86][L 29] Sudbury Neutrino Observatory oppdaget i 2001 alle tre typene av nøytrinoer direkte, og fant at solenstotale nøytrinoutstråling stemte overens med standard solmodellen. Avhengig av nøytrinoenergien er bare en tredjedel av nøytrinoene sett på jorden av elektrontypen.[L 85][41] Andelen er forutsagt avMikheyev–Smirnov–Wolfenstein-effekten (materieeffekten) som beskrivernøytrinooscillasjon i materie, og anses som et løst problem.[L 85]
Den optiske overflaten (fotosfæren) har en temperatur på omtrent 6 000 K. Over den ligger koronaen, hvor temperaturen stiger opp til 1 000 000–2 000 000 K.[L 39] Koronaens høye temperatur viser at den varmes opp av noe annet enn direktevarmekonduksjon fra fotosfæren.[L 41]
Energien som varmer opp koronaen, antas å komme fra turbulent bevegelse i konveksjonssonen under fotosfæren, og to mekanismer kan forklare oppvarmingen av koronaen.[L 39] Den første erbølgeoppvarming, hvor lyd-, gravitasjonelle eller magnetohydrodynamiske bølger dannes av turbulens i konveksjonssonen,[L 39] forflytter seg oppover og spres i koronaen hvor de overfører energien til den omkringliggende gassen i form av varme.[L 87] Den andre ermagnetisk oppvarming, hvor den magnetiske energien kontinuerlig bygges opp av fotosfærens bevegelser og frigjøres gjennommagnetisk omkobling i form av storesolstormer og utallige lignende, men mindre hendelser –nanostormer.[L 88]
Det er uklart om bølger er effektive til oppvarming. Alle bølger unntattAlfvénbølger spres eller brytes opp før de når koronaen,[L 89] og Alfvénbølger spres ikke lett i koronaen. Dagens forskning fokuserer på stormer som varmemekanismer.[L 39]
Modeller antyder at solen for 3,8–2,5 milliarder år siden, under denarkeiske perioden, bare var ca. 75 % så lyssterk som i dag. En så svak stjerne ville ikke kunne holde vann flytende på jordens overflate, og dermed skulle ikke liv kunne utvikle seg. Geologiske registreringer viser imidlertid at jorden har opprettholdt en relativt konstant temperatur gjennom hele sin historie, og at den unge jorden endog var noe varmere enn i dag. Atmosfæren til den unge jorden inneholdt en mye større mengdedrivhusgasser (somkarbondioksid,metan og/ellerammoniakk) enn i dag. De fanget tilstrekkelig varme for å kompensere for den mindre mengdensolenergi som nådde planeten.[L 90]
Solen oppfører seg for tiden unormalt på en rekke måter.[L 91][42]
Den er i midten av et uvanlig solflekkminimum som varer mye lengre og med en høyere prosentandel av flekkfrie dager enn normalt; siden mai 2008.
Den blir målbart svakere; utstrålingen har sunket 0,02 % ved synlige bølgelengder og 6 % ved ekstreme ultrafiolette bølgelengder sammenlignet med det forrige solminimum.[43]
Over de siste to tiårene har hastigheten påsolvinden sunket med 3 %, temperaturen med 13 % og intensiteten med 20 %.[L 92]
Magnetfeltet har mindre enn halvparten av styrken sammenlignet med minimumet for 22 år siden.Heliosfæren, som fyller helesolsystemet, har derfor krympet, og dermed øker nivået på denkosmiske strålingen som treffer jorden og dens atmosfære.
Solen har vært gjenstand for ærefrykt i mange kulturer. Menneskehetens mest grunnleggende forståelse av solen er som en lyssterk skive påhimmelen, hvis tilstedeværelse overhorisonten utgjør dagen og fraværet utgjør natten. I mange forhistoriske og gamle kulturer var solen tenkt å være ensolar guddom eller annetovernaturlig fenomen. Dyrkningen av solen var sentral i sivilisasjoner somInkariket iSør-Amerika og blantaztekerne i dagensMexico.
I det sene romerriket ble solens fødselsdag feiret somSol Invictus («ubeseiret sol») rett etter vintersolverv, noe som kan ha vært en forløper tiljulen. I forhold tilfiksstjernene ser solen sett fra jorden ut til å rotere én gang per år langsekliptikken langsDyrekretsen, og greske astronomer betraktet den som en av de syvplanetene (greskplanetes, «vandrere»), hvoretter de syv ukedagene har fått navn i noen språk.[44][L 93][L 94]
Siden Galileos oppdagelse av solflekker i 1609 har mennesket fortsatt å studere solen
Tidlig i det første årtusen f.Kr. observertebabylonskeastronomer at solens bevegelse langs ekliptikken ikke var uniform. Dette skyldes jordenselliptiskebane rundt solen, der jorden beveger seg raskere når den er nær solen vedperihel og langsommere når den er lengre unna vedaphel.[L 95]
DengreskefilosofenAnaxagoras resonnerte at solen var en gigantisk flammende ball av metaller, til og med større ennPeloponnesus snarere ennHelios' vogn, og atmånen reflekterte solens lys.[L 96] Han ble fengslet ogdømt til døden forheresi, men ble løslatt etter intervensjon fraPerikles.Eratosthenes anslo avstanden mellom jorden og solen i det tredje århundre f.Kr. som «av stadiermyriader 400 og 80000». En oversettelse kan implisere 4 080 000 stadia (755 000 km) eller 804 000 000 stadia (148–153 millioner kilometer, eller 0,99–1,02 AE); sistnevnte verdi er riktig innenfor noen få prosent. I det første århundret e.Kr. ansloPtolemaios avstanden til 1 210 ganger jordens radius, omtrent 7,71 millioner kilometer (0,0515 AE).[L 97]
Teorien om at solen var sentrum som planetene beveget seg rundt (heliosentrisme), ble foreslått av greskeAristarkhos avSamos i det tredje århundre f.Kr., og senere adoptert avSelevkos av Seleukia. Den ble utviklet til en fullt prediktivmatematisk modell om et heliosentrisk system i det 16. århundre avNikolaus Kopernikus. Tidlig på 1600-tallet gjordeteleskopet det mulig forThomas Harriot,Galileo Galilei og andreastronomer å observeresolflekker i detalj. Galilei hevdet at de befant seg på solens overflate, og ikke var små objekter som passerte mellom jorden og solen.[45] Solflekker ble også observert sidenHan-dynastiet (206 f.Kr – 220 e.Kr.) avkinesiske astronomer som vedlikeholdt registreringer av disse observasjonene i århundrer. På 1100-tallet ga den spansk-marokkanske filosofenAverroës en beskrivelse av solflekker.[L 98]
I de tidlige årene av den moderne vitenskapelige æraen var kilden til solens energi et betydelig puslespill.William Thomson Kelvin foreslo at solen var et gradvis avkjølende flytende legeme som strålte ut et indre lager av varme.[L 103] Kelvin ogHermann von Helmholtz foreslo engravitasjonsammentrekningsmekanisme for å forklare energiproduksjonen. Aldersestimatet ble dessverre på bare 20 millioner år, mye kortere enn de minst 300 millioner år som geologiske oppdagelser antydet.[L 103] I 1890 foresloJoseph Norman Lockyer, som oppdagethelium i solens spektrum, en meteorittisk hypotese forsolens dannelse og utvikling.[L 104]
I 1920 foresloArthur Eddington (1882–1944) at trykket og temperaturen i solens kjerne kunne produsere kjernefysiske fusjonsreaksjoner som slo sammen hydrogener (protoner) til heliumkjerner, og dermed produsere energi ut av nettoendringen i massen.[50] Overvekten av hydrogen i solen ble bekreftet avCecilia Payne (1900–1979) i 1925. Det teoretiske konseptet med fusjon ble utviklet i 1930-årene av astrofysikerneSubramanyan Chandrasekhar (1910–1995) ogHans Bethe (1906–2005). Hans Bethe kalkulerte detaljene for de to viktigste energiproduserende kjernefysiske reaksjonene som driver solen.[L 106][L 107]
De første satellittene som observerte solen, varNASAsPioneer 5, 6, 7, 8 og 9, som ble skutt opp mellom 1959 og 1968. Sondene gikk i bane rundt solen i omtrent samme avstand somjorden, og utførte de første detaljerte målingene av solvinden og solens magnetfelt. Pioneer 9 overførte data frem til mai 1983.[52][53]
Orbiting Solar Observatory (OSO) var en serie på ni sonder, hvorav de åtte første ble skutt opp av NASA mellom 1962 og 1975. Deres primære oppgave var å observere en 11-årigsolflekksyklus gjennom ultrafiolett lys og røngtenstråler. Den niende sonden (Solwind) ble skutt opp 24. februar 1979 og var ment å gi større innsikt i solvindene. Sonden var aktiv frem til 13. september 1985, men returnerte begrensede data grunnet tekniske feil.
Helios
På 1970-tallet ga de toHelios-sondene ogSkylabsApollo Telescope Mount betydelige nye data om solvinden og solens korona. Helios-sondene var et samarbeid mellom USA og Tyskland, og studerte solvinden fra en bane som vedperihelium førte sondene på innsiden avbanen tilMerkur.[L 109] De ble skutt opp 14. desember 1974 (Helios A) og 15. januar 1976 (Helios B), og returnerte data frem til henholdsvis 23. desember 1979 (Helios B) og 18. februar 1985 (Helios A).
Skylab
RomstasjonenSkylab, som ble skutt opp av NASA 14. mai 1973, hadde en solarobservatoriemodul (Apollo Telescope Mount) som ble operert avastronauter bosatt på stasjonen.[L 40] Skylab utførte de første tidsbestemte observasjonene av solens overføringsregion og av ultrafiolette utslipp fra solens korona.[L 40] Dette ga blant annet de første observasjonene avkoronamasse-utbrudd («koronatransienter») og avkoronahull, nå kjent å være direkte tilknyttetsolvinden.[L 109]
International Cometary Explorer
International Cometary Explorer ble skutt opp 12. august 1978 som et samarbeidsprosjekt mellom NASA og ESA. Den var den første sonden som ble plassert i enhalobane vedLagrange-punktet L1. Den ble senere sendt mot kometen21P/Giacobini–Zinner, og ble den første sonden til å passere gjennom en komets hale i en avstand av rundt 7800 km.[54] Sonden undersøkte grensene til jordens ytterste magnetosfære og solvindenes struktur rundt denne, mekanismene rundt jordens plasmaskjold, kosmisk stråling ogsolstormene i den interplanetariske regionen nær 1 AU, og var aktiv frem til mai 1997.
Solar Maximum Mission
De 14. februar 1980 bleSolar Maximum Mission sendt opp avNASA. Romfartøyet var konstruert for å observeregammastråling,røntgenstråling ogultrafiolett stråling frasolstormer i løpet av en periode med høy aktivitet og høy lysstyrke fra solen. Bare et par måneder etter oppskytning førte en elektronikkfeil til at sonden gikk inn i hvilemodus, og de neste tre årene forble den inaktiv. I 1984 hentetChallenger-oppdraget sonden og reparerte feilen før den ble sendt tilbake ibane. Solar Maximum Mission tok senere tusenvis av bilder av solens korona før den gikk inn i jordens atmosfære igjen og brant opp 2. desember 1989.[55]
I 1991 observerte JapansYohkoh («Solstråle») solstormer ved røntgenbølgelengder. Sonden identifiserte flere typer stormer, og viste at koronaen i områder hvor aktiviteten ikke var på topp var mye mer dynamisk og aktiv enn tidligere antatt. Yohkoh observerte hele solsyklusen, men gikk inn i hvilemodus da enringformet formørkelse i 2001 gjorde at den mistet låsingen mot solen. Sonden ble ødelagt da den gikk inn i atmosfæren igjen i 2005.[56]
SOHO
Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ble skutt opp 2. desember 1995[L 40] som et fellesprosjekt mellomDen europeiske romfartsorganisasjon ogNASA, og ble operativ i mai 1996. Opprinnelig var oppdraget planlagt å vare i to år, men sonden har vært operativ i 22 år. Den 2. oktober 2009 godkjente man en forlengelse til 31. desember 2012,[57] den 29. november 2012 ble oppdraget utvidet til 31. desember 2014,[58] den 19. juni 2013 ble det utvidet til desember 2016,[59] den 22. november 2016 ble oppdraget utvidet til 31. desember 2018,[60]den 7. desember 2017 ble oppdraget utvidet til slutten av 2020, og den 13. oktober 2020 ble oppdraget utvidet til 31. desember 2025.[61][62].
SOHO befinner seg vedLagrange-punktet mellom solen og jorden (hvor tyngdekraften er lik fra begge), og har dermed gitt en konstant visning av solen ved mange ulike bølgelengder.[L 40] Dens hovedoppgave har vært å forsyne sanntids informasjon omromvær. Den 1. mai 2019 hadde SOHO også oppdaget 3 729kometer,[63] hovedsakelig små kometer som passerer så nær solen at de brenner opp.[64]
Solar Dynamics Observatory
SondenSolar Dynamics Observatory (SDO) ble skutt opp 11. februar 2010, med en oppdragslengde på fra 5 til 10 år.[65] Oppdragets formål er å øke forståelsen av solens påvirkning på jorden og området nær jorden, ved å studere solens atmosfære i mangebølgelengder samtidig over små tidsskalaer og områder. SDO studerer hvordansolens magnetfelt genereres og er strukturert, hvordan den lagrede magnetiske energien konverteres og frigjøres iheliosfæren og igeorommet i form avsolvind, og studerer energetiskepartikler og variasjoner isollyset.[66]
Ulysses
Ulysses-sonden ble skutt opp 6. oktober 1990 for å studere polområdene, mens andre satellitter hittil bare hadde observert ekvatoriale regioner i detalj fraekliptikken. Sonden dro først tilJupiter for å «slynge» seg rundt planeten og inn i en bane som ville ta den høyt over ekliptikken. Den var godt plassert for å observere kollisjonen mellom kometenShoemaker-Levy 9 og Jupiter i 1994. Så snart Ulysses gikk inn i den planlagte banen, begynte den å observere solvinden og styrken på magnetfeltet fra høye breddegrader. Den fant at solvinden ved høye breddegrader beveget seg med ca. 750 km/s – lavere enn forventet, og at store magnetiske bølger slapp ut fra høyere breddegrader og spredte galaktiskkosmisk stråling.[67] Sonden var operativ frem til 30. juni 2009.
WIND
NASAsWIND ble skutt opp 1. november 1994 for å studereradio og plasma i solvinden og i jordens magnetosfære før solvinden når jorden. Sonden har kretset rundt solen iLagrange-punktet L1 siden mai 2004, og gjør dette fortsatt per 12. juli 2022.
NASAs romteleskopTRACE (Transition Region and Coronal Explorer) ble skutt opp 2. april 1998 for å undersøke forbindelser mellom finskaledemagnetfelt og plasmastrukturer ved å observere fotosfæren og overgangsregion til koronaen. Sonden returnerte sitt siste vitenskapelige bilde den 21. juni 2010.
Mengden av grunnstoffer i fotosfæren er godt kjent fraspektroskopiske studier, men sammensetningen av solens indre er dårligere forstått.
Genesis
Genesis-sonden, som skulle samle prøver avsolvinden, var konstruert for å måle sammensetningene av metallene direkte. Den ble sendt opp 3. august 2001 og returnerte til jorden i 2004, men ble skadet dafallskjermen feilet under åpning da sonden gikk inn i jordatmosfæren igjen. Enkelte brukbare data ble likevel hentet ut fra sonden for analyser.[L 110]
Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) ble skutt opp av NASA 5. februar 2002, og studerte hovedsakelig de fysiske egenskapene tilpartikkelakselerasjon og eksplosive energiutløsninger i solstormene. Oppdraget var opprinnelig ment å vare i 2 år, men var aktiv frem til 2018. På grunn av kommunikasjonsvanskeligheter med sonden, opphørte det vitenskapelige oppdraget den 11. april 2018 Kl 01:50 GMT. Sonden ble utrangert den 16. august 2018. Sonden vil fortsette i sin bane inntil den kommer inn igjen i Jordens atmosfære, sannsynligvis så tidlig som i 2022.
STEREO
Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) ble skutt opp 22. oktober 2006. To identiske romsonder ble skutt opp i bane, hvilket gjorde at de (henholdsvis) dras lengre foran og faller gradvis bak jorden. Dette gjør det mulig å stereografisk fotografere solen og fenomener på solen, som for eksempelkoronamasseutbrudd.[68][L 111] Sondene har også oppdaget 122dobbeltstjerner og blitt brukt til å observere flere hundrevariable stjerner.[69] Da de passerte jordens Lagrange-punkter L4 og L5 i slutten av 2009, letet de ettertrojanske asteroider. Den 6. februar 2011 var de to sondene nøyaktig 180° fra hverandre, og tillot for første gang hele solen å bli sett samtidig.[70]
Hinode
Hinode (japansk: ひので, «soloppgang») ble skutt opp 22. september 2006 som et fellesprosjekt mellomJapan Aerospace Exploration Agency, USA og Storbritannia, og den tok sine første bilder 28. oktober 2006. Dataene lastes ned tilSvalbard satellittstasjon, derifra overføres dataene medfiberoptisk sjøkabel tilHarstad og videre til resten av verden. Oppdraget er å studere magnetosfæren og interaksjonen mellom magnetfeltet og koronaen med optiske instrumenter i områdene ekstremt ultrafiolett ogrøngten, for å øke vår forståelse av mekanismene bak atmosfæren og solens plasmautbrudd. Oppdraget vil vare til 2020, med en mulig forlengelse til 2022.
SondenKoronas-Foton[73][74] ble skutt opp fraPlesetsk kosmodrom i Russland den 30. januar 2009, for å utforske akkumuleringen av fri energi i solens atmosfære, akselrerte partikkelfenomener og solstormer, og korrelasjonen mellom solaktiviteten og magnetiske stormer på jorden. Den 5. juli 2009 registrerte sonden det mektigste utbruddet på solen dette året, som varte i 11 minutter fra 06:07 til 06:18 GMT. Røngtenstråleintensiteten nådde С2.7 på en5-graders skala. Den 1. desember 2009 fikk sonden problemer med strømforsyningen.[75][76]
PICARD
Den russiske satellittenPICARD ble skutt opp 15. juni 2010 for å måle solensirradians, diameter og form, samt solens indre ved bruk avhelioseismologi. Målingene vil kunne brukes til å studere variasjonene deres som en funksjon av solaktiviteten. Siste kontakt med sonden var 4. april 2014.
IRIS
NASAsInterface Region Imaging Spectrograph (IRIS) ble skutt opp 28. juni 2013 fraVandenberg Air Force Base iCalifornia.[77][78][79] IRIS returnerte sine første bilder av solens atmosfære den 17. juli 2013.[80] Sonden skal studere hvilken ikke-termisk energi som dominerer kromosfæren, overgangsregionen, koronaen og heliosfæren, hvordan kromosfæren regulerer overføring av masse og energi til koronaen og heliosfæren, hvordan magnetiske utbrudd oppstår i den lavere delen av atmosfæren og deres rolle isolstormer ogkoronamasseutbrudd.[81] Data fra IRIS har vist at overgangsregionen er mer kompleks enn hittil antatt. Det er blitt oppdaget hetebomber, høyhastighets jetstrømmer av plasma, nano-solstormer og mini-tornadoer, som har økt forståelsen av hvordan varme overføres til koronaen.[82] I februar 2019 oppdaget IRISrumpetroll-lignende jetstrømmer som kom ut fra Solen.[83]
Solar Probe Plus
Solar Probe Plus er en NASA-sonde som ble skutt opp fraCape Canaveral den 18. august 2018.[84] Den 6. november 2018 begynte sonden sitt første omløp rundt solen, den 4. april 2019 begynte den sitt andre omløp, og den 1. september 2019 begynte den sitt tredje omløp. De tre første omløpene fant sted i en avstand av 24.8 solradier.[85] Den 19. juni 2025 startet den sitt 24. omløp i en avstand av 6.9 solradier.
Sondens hensikt er å studere solens fotosfære, måle energimengden som heter opp koronaen og akselerer solvinden, undersøke strukturen og dynamikken i magnetfeltene som skaper solvinden og bestemme hvilke mekanismer som akselrerer og transporterer magnetiske partikler.[86]
Solar Orbiter
Solar Orbiter er en satellitt fra ESA som ble oppskutt 10. februar 2020.[87] Sonden har til formål å utføre detaljerte målinger av den indre heliosfæren, påbegynnende solvinder og polområdene for å besvare spørsmål om hvordan solen skaper og regulerer heliosfæren.
Solar Sentinels var en foreslått serie på seks romsonder som skulle studere solen under denssolmaksimum. Prosjektet ble foreslått i 2006 og i februar 2008. Målsetningen var å øke forståelsen av akselrasjonen og transitten til solens energetiske partikler,koronamasseutbrudd og interplanetariske energisjokk i den nedre heliosfæren. Det ble foreslått oppskytninger i 2014, 2015 og 2017, men prosjektet ble kansellert.
Sollyset er så sterkt at det kan forårsake smerter hvis man ser direkte på den med det blotte øye, selv om det vanligvis ikke er skadelig for pupiller som allerede er tilpasset et skarpt lys å se på den i en kort periode.[L 112][L 113] Å se direkte på solen kan forårsakefosfene synsforstyrrelser, temporært også delvis blindhet. Den gir også ca. 4 milliwatt med sollys til netthinnen, som varmes opp noe, og kan skade øyne som ikke reagerer skikkelig på lysstyrke.[L 114][L 115]
Ultrafiolett stråling gjør øynenes linser gradvis gulere over en periode på år og antas å bidra til dannelsen avgrå stær, men dette avhenger av generell eksponering for ultrafiolett stråling og ikke om man ser direkte på solen.[92][g] Å se direkte på solen med det blotte øye over lengre tid kan forårsakeUV-indusert solbrenhet-lignende skader på netthinnen etter ca. 100 sekunder, spesielt hvis UV-lyset fra solen er intenst og godt fokusert;[L 116][L 117] forholdene forverrer seg av unge øyer eller nye linseimplantater (som tar mer UV enn aldrende øyner), solvinkler nær senit, og observasjoner fra større høyder.
Å se på solen gjennom lyskonsentrerendeoptikk somkikkerter kan føre til permanent skade pånetthinnen uten et filter som blokkerer ultrafiolett stråling og demper sollyset tilstrekkelig. Et nøytralt tetthetsfilter vil muligens ikke filtrere ultrafiolett stråling, og kan fremdeles være farlig. Dempefiltre bør være spesielt designet: Noen improviserte filtre slipper gjennom ultrafiolett oginfrarød stråling som kan skade øyet ved høye lysstyrker.[L 118] Kikkerter uten filter kan gi over 500 ganger så mye energi tilnetthinnen enn ved bruk av det blotte øye, og kan drepe netthinnecellene nesten umiddelbart. Midt på dagen kan selv korte blikk mot solen gjennom en uflitrert kikkert forårsake permanent blindhet.[L 119]
Delvissolformørkelse er skadelig å se på fordi øyetspupill ikke er tilpasset den høye visuelle kontrasten: pupillen utvides i forhold til den totale mengden lys i synsfeltet,ikke etter det lyseste objektet i feltet. Under partielle solformørkelser blokkeres det meste av sollyset avmånen som passerer foran solen, men de udekte delene av fotosfæren har samme overflatelysstyrke som under en normal dag. I det totale mørket utvides pupillene fra ~2 mm til ~6 mm, og hver netthinnecelle som utsettes for sollyset mottar om lag ti ganger mer lys enn den ville gjøre ved å se på en ikke-formørket sol. Dette kan skade eller ødelegge cellene og føre til små permanente blindflekker.[93] Faren for uerfarne observatører og barn er manglende smerte; det er ikke umiddelbart opplagt at synet blir ødelagt.
Sollyset spres og dempes undersoloppgang ogsolnedgang (og på høye breddegrader) siden lyset da har en lengre vei gjennom atmosfæren (Rayleigh-spredningen ogMie-spredningen).[L 120] Solen er noen ganger svak nok til å kunne ses trygt på med det blotte øyet eller med optikk (gitt at ikke skarpt sollys plutselig dukker opp mellom skyer). Dis, atmosfærisk støv og høy luftfuktighet bidrar til atmosfærisk demping.[L 121]
Grønne flekker er et sjeldentoptisk fenomen, som kan oppstå like etter solnedgang eller før soloppgang. De skyldes at lyset fra solen like under horisontenbøyes (vanligvis gjennom entemperaturinversjon) mot observatøren. Lys med kortere bølgelengder (fiolett, blått, grønt) bøyes mer enn de med lengre bølgelengder (gult, oransje, rødt), men fiolett og blått lysspres mer slik at lyset oppfattes som grønt.[94]
Ultrafiolett lys fra solen harantiseptiske egenskaper som kan desinfisere redskaper og vann. Det fører også tilsolbrenthet, og har andre medisinske virkninger, som produksjon avvitamin D. Det ultrafiolette lyset svekkes betydelig avozonlaget. Derfor varierer UV-lys sterkt medbreddegradene og har delvis forårsaket mange biologiske tilpasninger, deriblant variasjoner i menneskets hudfarge i ulike regioner på jorden.[L 122]
^Et voksent menneske på 50 kg har et volum på ca. 0,05 m³, noe som tilsvarer 13,8 watt, ved volumetrisk kraft av solens sentrum. Dette er 285 kcal/dag, ca. 10 % av det gjennomsnittlige kaloriinntaket og forbruk for mennesker under ikke-stressende forhold.
^Solens intensitetskurve matcher «black body»-kurven når overflatetemperaturen er 5 800 K.[27]
^abNær havnivå har jordens atmosfære en partikkeltetthet på ca. 2×1025 m−3.
^Mens miljømessig eksponering for UV-stråling er kjent for å bidra til akselerert aldring av de ytre lagene av øyet og utvikling av grå stær, er det bekymring for «formørkelsesblindhet» eller brannskader på netthinnen ved å se uforsiktig påsolen under ensolformørkelse.
Aller, L.H. (1968). «The chemical composition of the Sun and the solar system».Proceedings of the Astronomical Society of Australia (på engelsk). 1.Bibcode:1968PASAu...1..133A.
Alfvén, H. (1947). «Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 107 (2).Bibcode:1947MNRAS.107..211A.
Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). «Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions.».Science (på engelsk). 297 (5587).Bibcode:2002Sci...297.1678A.PMID12215641.doi:10.1126/science.1073950.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Asplund, M.N. Grevesse and A. J. Sauval (2006). «The new solar abundances - Part I: the observations».Communications in Asteroseismology (på engelsk). 147.Bibcode:2006CoAst.147...76A.doi:10.1553/cia147s76.
Basu, S.; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). «Fresh insights on the structure of the solar core».The Astrophysical Journal (på engelsk). 699 (699).Bibcode:2009ApJ...699.1403B.doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Bessell, M.S.; Castelli, F.; Plez, B., (1998). «Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars».Astronomy and Astrophysics (på engelsk). 333.Bibcode:1998A&A...333..231B.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Burbidge, E.M.; Burbidge, G.R.; Fowler, W.A; Hoyle, F. (1957). «Synthesis of the Elements in Stars».Reviews of Modern Physics (på engelsk). 29 (4).Bibcode:1957RvMP...29..547B.doi:10.1103/RevModPhys.29.547.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Calaway, M.J.; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). «Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1».Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B (på engelsk). 267 (7).Bibcode:2009NIMPB.267.1101C.doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Eisenhauer, F.; m.fl. (2005). «SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month».Astrophysical Journal (på engelsk). 628 (1).Bibcode:2005ApJ...628..246E.arXiv:astro-ph/0502129.doi:10.1086/430667.CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)
Erdèlyi, R.Ballai, I. (2007). «Heating of the solar and stellar coronae: a review».Astron. Nachr. (på engelsk). 328 (8).Bibcode:2007AN....328..726E.doi:10.1002/asna.200710803.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (25. februar 1993). «The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble».Nature (på engelsk). 361 (6414).Bibcode:1993Natur.361..704B.doi:10.1038/361704a0.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Gibson, Sarah; Kozyra, Janet; de Toma, Giuliana; Emery, Barbara; Onsager, Terry Onsager; Thompson, Barbara (2009).«Current solar minimum: “wimpy” solar wind?...»(PDF).WHI vs WSM and comparative solar minima: If the Sun is so quiet, why is the Earth still ringing? (på engelsk). Arkivert fraoriginalen(PDF) 25. april 2012. Besøkt 20. mai 2012.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Goldstein, B.R. (1967). «The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses».Transactions of the American Philosophical Society (på engelsk). 57 (4).doi:10.2307/1006040.
Goldstein, Bernard R. (mars 1972). «Theory and Observation in Medieval Astronomy».Isis (på engelsk). 63 (1).doi:10.1086/350839.
Goldstein, Bernard R. (1997). «Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory».Journal for the History of Astronomy (på engelsk). 28 (1).Bibcode:1997JHA....28....1G.
Goupil, M.J.; Lebreton, Y.; Marques, J.P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). «Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns».Journal of Physics: Conference Series (på engelsk). 271 (1).Bibcode:2011JPhCS.271a2031G.doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (1976). «Retinal sensitivity to damage from short wavelength light».Nature (på engelsk). 260 (5547).Bibcode:1976Natur.260..153H.doi:10.1038/260153a0.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Hansteen, V.H.; Leer, E. (1997). «The role of helium in the outer solar atmosphere».The Astrophysical Journal (på engelsk). 482 (1).Bibcode:1997ApJ...482..498H.doi:10.1086/304111.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Haubold, H.J.; Mathai, A.M (18. mai 1994). «Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment».Basic space science. AIP Conference Proceedings (på engelsk). 320.Bibcode:1995AIPC..320..102H.arXiv:astro-ph/9405040.doi:10.1063/1.47009.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Howard R.A., Moses J.D., Socker D.G., Dere K.P., Cook J.W. (2002). «Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)».Solar Variability and Solar Physics Missions Advances in Space Research (på engelsk). 29 (12).CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). «Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere».Science (på engelsk). 234 (4782).PMID11539665.doi:10.1126/science.11539665.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). «Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum».Geophysical Research Letters (på engelsk). 19 (15).Bibcode:1992GeoRL..19.1591L.doi:10.1029/92GL01578.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Lockyer, J.N. (1890).The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems (på engelsk). Macmillan and Co.
Manuel, O.K.; Hwaung, G. (1983). «Solar abundances of the elements».Meteoritics (på engelsk). 18 (3).Bibcode:1983Metic..18..209M.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Ribas, Ignasi (2010). «Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium».The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres (på engelsk). 264.Bibcode:2010IAUS..264....3R.doi:10.1017/S1743921309992298.
Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). «Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD».British Journal of Ophthalmology (på engelsk). 57 (4).PMID4707624.doi:10.1136/bjo.57.4.270.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Sturrock, P.A.; Uchida, Y. (1981). «Coronal heating by stochastic magnetic pumping».Astrophysical Journal (på engelsk). 246 (1).Bibcode:1981ApJ...246..331S.doi:10.1086/158926.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (1975). «The Human Fovea After Sungazing».Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology (på engelsk). 79 (6).PMID1209815.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Wang, Y.-M.Sheeley, N.R. (2003). «Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum».The Astrophysical Journal (på engelsk). 591 (2).Bibcode:2003ApJ...591.1248W.doi:10.1086/375449.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
White, T.J.; Mainster, M.A.; Wilson, P.W.; Tips, J.H. (1971). «Chorioretinal temperature increases from solar observation».Bulletin of Mathematical Biophysics (på engelsk). 33 (1).doi:10.1007/BF02476660.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Kivelson, Margaret G.; Russell, Christopher T. (1995).Introduction to Space Physics (på engelsk). Cambridge University Press.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Ptolemaios; Toomer, G. J. (1998).Ptolemy's Almagest (på engelsk). Princeton University Press.ISBN9780691002606.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
Razaullah Ansari, S.M. (2002).History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997 (på engelsk).Springer.ISBN1402006578.
Ronan, C. (1983).The Cambridge Illustrated History of the World's Science (på engelsk). Cambridge University Press.
Russell, C.T. (2001). Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L., red.Space Weather (Geophysical Monograph)(PDF) (på engelsk). American Geophysical Union.ISBN978-0875909844. Arkivert fraoriginalen(PDF) 1. oktober 2018. Besøkt 20. mai 2012.CS1-vedlikehold: Flere navn: redaktørliste (link)
.svg)
.svg)
.png)
.svg)
.jpg)
.gif)
