Solen

01

Grundidén

Solen brinner inte som en vanlig eld. Det behövs inget syre för att den ska lysa. Istället använder den kärnfusion. Det betyder att små delar av atomer pressas ihop så hårt att de blir till nya, tyngre ämnen.

Varje sekund smälts enorma mängder väte ihop till helium. Men det nya ämnet väger lite mindre än de delar det skapades av. Den där lilla vikten som försvinner blir till en enorm mängd energi, precis som Einstein räknade ut med sin formel $E=mc^2$ .

Som att klämma ihop fyra ärtor till en lite mindre böna

Föreställ dig att du pressar ihop fyra ärtor så hårt att de smälter samman till en enda böna – men bönan väger lite mindre än de fyra ärtorna tillsammans. Den försvunna vikten flyger iväg som ett skarpt ljussken. Det är ungefär vad som händer, fast med atomkärnor miljontals gånger om varje sekund, i varje kubikcentimeter av solens kärna.

Den här explosionen av energi gör att solen lyser i miljarder år. Gravitationen försöker trycka ihop solen, men energin från mitten trycker tillbaka. Just nu håller dessa två krafter varandra i schack.

02

Hur fungerar det egentligen?

I solens mitt är trycket och värmen enorma. Det är 15 miljoner grader varmt. Under sådana förhållanden krockar väteatomernas delar så hårt att de fastnar i varandra.

1

1. Två protoner möts

Två vätekärnor (protoner) kolliderar med sådan kraft att en av dem omvandlas till en neutron. Resultatet är deuterium – en tung variant av väte – plus en positron och en .

2

2. Deuterium växer

Deuteriumkärnan krockar med ytterligare en proton och bildar helium-3, samtidigt som en gammastråle, en höginergisk ljuspartikel, skickas iväg.

3

3. Helium-4 bildas

Två helium-3-kärnor kolliderar till sist och slås ihop till en helium-4-kärna, samtidigt som två överblivna protoner skickas tillbaka in i processen för att användas igen.

4

4. Energin vandrar utåt

Gammastrålningen som skapas studsar i miljontals år mellan partiklar i strålningszonen, tills den når konvektionszonen och till sist solens yta – fotosfären – där den strålar ut som ljus och värme.

Den här kedjan av händelser skapar nästan all solens energi. Tyngre stjärnor gör på ett lite annat sätt, men principen är densamma.

Proton-proton-kedjans nettoreaktion

4\,{}^1H \rightarrow {}^4He + 2e^+ + 2\nu_e + \text{energi}

På vanlig svenskaEkvationen visar hur fyra små väteatomer slår sig samman till en större heliumatom och skickar ut energi samtidigt.

Vad betyder symbolerna?

${}^1H$: en vätekärna, det vill säga en enda proton
${}^4He$: en heliumkärna, bestående av två protoner och två neutroner
$e^+$: en positron, antimaterie-motsvarigheten till elektronen
$\nu_e$: en elektronneutrino, en nästan masslös partikel som flyger rakt genom solen

Räkneexempel

Massan hos fyra fria protoner är större än massan hos den heliumkärna de bildar. Skillnaden, cirka 0,7 procent av massan, blir till energi.

m_{4H} = 4 \times 1{,}6726 \times 10^{-27}\,\text{kg} = 6{,}6904 \times 10^{-27}\,\text{kg}

m_{He} = 6{,}6447 \times 10^{-27}\,\text{kg}

\Delta m = 6{,}6904\times10^{-27} - 6{,}6447\times10^{-27} \approx 4{,}57 \times 10^{-29}\,\text{kg}

E = \Delta m \cdot c^2 \approx 4{,}1 \times 10^{-12}\,\text{J per reaktion}

Varje enskild frigör bara en försvinnande liten mängd energi – men solen utför omkring $10^{38}$ sådana reaktioner varje sekund.

Vad det betyderDet är inte mycket energi per reaktion, men den enorma mängden reaktioner varje sekund gör solen till ett konstant termonukleärt kraftverk som har lyst i 4,6 miljarder år.

03

Resan från kärna till yta

Solen är uppbyggd i olika lager. Innerst finns kärnan där värmen skapas. Sedan kommer en zon där ljuset studsar runt i tusentals år innan det tar sig vidare.

Längst ut i det inre rör sig gasen som i en kokande gryta. Den heta gasen stiger och den svalare sjunker. Detta skapar ett mönster på solens yta som vi kan se med rätt utrustning.

Prova själv

Utforska solens lager

Klicka dig igenom solens struktur, från den glödheta kärnan till den utsträckta koronan, och se hur temperatur och process förändras på vägen.

E=mc²: Solens massförlust

Varje sekund i solen

~4,3 miljoner ton

av solens massa blir till ren energi

Testa andra energimängder:

Välj en referenspunkt nedan

Enligt E = mc² är energi och massa två sidor av samma mynt. När solen utstrålar energi "väger" den bokstavligen mindre efteråt. De 4,3 miljoner tonnen per sekund motsvarar ungefär massan hos 12 000 fullastade oljetankfartyg, men eftersom solen är so enorm märks det knappt – den räcker i miljarder år till.

Ytan vi ser är ungefär 5 500 grader varm. Men solens atmosfär, koronan, är faktiskt över en miljon grader het. Det är märkligt eftersom den ligger längre bort från värmekällan i mitten.

Energins långa resa: en gammafoton kan ta över 100 000 år på sig genom solens inre innan den till slut strålar ut som synligt ljus.Bild: NASA

04

Solfläckar, solvind och rymdväder

Solen är en orolig plats. Ibland dyker det upp mörka fläckar på ytan. De kallas solfläckar och är lite svalare än resten av ytan på grund av starka magnetfält. De kommer och går i en cykel på elva år.

Ibland sker stora explosioner som slungar ut laddade partiklar i rymden med en enorm fart. Dessa kallas solstormar.

En intensiv solstorm (X-klass) fångad av Solar Dynamics Observatory, syns som en ljus explosion på solens kant. — En X-klass solstorm – den starkaste kategorin – fotograferad av NASA:s rymdteleskop SDO. Sådana utbrott kan störa radiokommunikation och satelliter på jorden.Bild: NASA/SDO

Solen skickar också ut en vind av partiklar. När den träffar jordens skyddande magnetfält skapas vackra ljus på himlen, vilket vi kallar norrsken.

Färgerna i norrskenet beror på vilka gaser i vår luft som partiklarna krockar med. Syre ger ofta grönt ljus, medan kväve kan ge blått eller lila.

Flerfärgat norrsken i gröna, rosa och lila nyanser över en svensk kustnatt i Brastad. — Norrsken fotograferat över Brastad på den svenska västkusten – ett bevis på att solvinden når ända hit och krockar med vår atmosfär.Bild: Wikimedia Commons-fotograf, CC-licens

11 år

Solfläckscykelns rytm – ett helt magnetiskt hjärtslag från solmaximum till solmaximum.

05

Hur vet vi det?

Länge var det en gåta varifrån solen fick sin kraft. På 1920-talet förstod man att det inte kunde handla om vanlig eld, för då skulle solen ha slocknat för länge sedan.

1920

Eddington föreslår fusion

Arthur Eddington föreslår att stjärnor drivs av att väte omvandlas till helium, baserat på Einsteins $E=mc^2$ och nya mätningar av atomvikter.

1938

Bethe knäcker kedjan

Fysikern Hans Bethe beskriver matematiskt både proton-proton-kedjan och CNO-cykeln och förklarar exakt hur stjärnor av olika massa producerar sin energi.

1960-talet

Neutrinoproblemet

Raymond Davis mäter för få solneutriner i sitt underjordiska experiment – en gåta som förblir olöst i decennier.

2001

Neutrinopusslet löses

SNO-observatoriet i Kanada visar att neutrinerna bytt 'smak' på vägen från solen, vilket förklarar den tidigare bristen och bekräftar fullt ut.

Idag kan vi mäta små partiklar som kallas neutriner som kommer direkt från solens mitt. De går rakt igenom jorden utan att märkas, men vi har lärt oss att fånga in dem för att studera solens hjärta.

06

Solens framtid: från röd jätte till vit dvärg

Solen har bränsle kvar för ungefär fem miljarder år till. Men när vätet tar slut kommer solen att ändras drastiskt. Den kommer att svälla upp och bli enormt stor.

Den blir då en röd jätte. Den kommer bli så stor att den kanske slukar jorden. Till slut blåser den bort sina yttersta lager och kvar blir bara en liten, het kärna som kallas en vit dvärg.

Myt

Solen är en boll av brinnande eld.

Sanningen

Det finns ingen förbränning i solen. Energin kommer från kärnfusion, en kärnreaktion som inte kräver syre och fungerar helt annorlunda än eld.

Myt

Solen kommer att explodera som en .

Sanningen

Solen är för liten för det. Den avslutar sitt liv lugnt, som en röd jätte som sedan lämnar kvar en vit dvärg.

Myt

Solfläckar betyder att solen svalnar av helt.

Sanningen

Solfläckar är lokalt svalare, men under en aktiv solfläckscykel är solens totala utstrålning faktiskt något högre, inte lägre.

07

Wow-siffror

4,3 miljoner ton/s

Massa omvandlad till energi varje sekund

motsvarar ungefär 12 000 fullastade oljetankfartyg – varje sekund

15 000 000 °C

Temperatur i solens kärna

mer än 1 300 gånger hetare än lava från en vulkan

1 300 000

Antal jordklot som får plats i solen

om solen vore ihålig som ett bowlingklot

8 minuter 20 sekunder

Tiden det tar för solljus att nå jorden

ungefär lika lång tid som ett kort kaffeuppehåll

100 000 år

Tid för energi att vandra ut genom solens inre

längre än hela mänsklighetens historia som art

08

E=mc² i praktiken

Solen strålar ut en enorm mängd energi varje sekund. Med Einsteins berömda formel kan vi räkna ut exakt hur mycket av sin vikt solen tappar när den lyser.

Massförlust från luminositet

\Delta m = \frac{L}{c^2}

På vanlig svenskaDen här formeln visar hur mycket av solens vikt som försvinner varje sekund när den skickar ut ljus och värme.

Vad betyder symbolerna?

$L$: solens luminositet, den totala utstrålade effekten i watt
$c$: ljusets hastighet, ungefär $3 \times 10^8$ meter per sekund
$\Delta m$: massan som omvandlas till energi per sekund, i kilogram

Räkneexempel

Vi sätter in solens uppmätta luminositet och löser ut massförlusten per sekund.

\Delta m = \frac{3{,}828 \times 10^{26}\,\text{W}}{(3 \times 10^8\,\text{m/s})^2}

\Delta m = \frac{3{,}828 \times 10^{26}}{9 \times 10^{16}}\,\text{kg}

\Delta m \approx 4{,}3 \times 10^{9}\,\text{kg} = 4{,}3\,\text{miljoner ton}

Solen förlorar alltså cirka 4,3 miljoner ton massa varje sekund – och ändå räcker massan i över 100 000 gånger jordens massa kvar när solen till sist dör.

Vad det betyderTrots denna enorma siffra är förlusten försumbar jämfört med solens totala massa på 2 × 10³⁰ kilogram – det skulle ta omkring 15 biljoner år att 'smälta bort' hela solen i den här takten, långt mer än den tid solen faktiskt har kvar.

Prova själv

Räkna själv: massa till energi

Dra i reglaget och se hur mycket massa olika mängder energi motsvarar, från en glödlampa till hela jordens energibehov – och jämför med solens egen massförlust.

E=mc²: Solens massförlust

Varje sekund i solen

~4,3 miljoner ton

av solens massa blir till ren energi

Testa andra energimängder:

Välj en referenspunkt nedan

Enligt E = mc² är energi och massa två sidor av samma mynt. När solen utstrålar energi "väger" den bokstavligen mindre efteråt. De 4,3 miljoner tonnen per sekund motsvarar ungefär massan hos 12 000 fullastade oljetankfartyg, men eftersom solen är so enorm märks det knappt – den räcker i miljarder år till.

Solens vitalstatistik

Egenskap	Värde	Jämfört med jorden
Diameter	1 392 000 km	109 gånger större
Massa	1,989 × 10³⁰ kg	333 000 gånger tyngre
Yttemperatur	5 500 °C	–
Kärntemperatur	15 000 000 °C	–
Ålder	4,6 miljarder år	Ungefär lika gammal som jorden

Grundidén

Hur fungerar det egentligen?

1. Två protoner möts

2. Deuterium växer

3. Helium-4 bildas

4. Energin vandrar utåt

Resan från kärna till yta

Utforska solens lager

Testa andra energimängder:

Solfläckar, solvind och rymdväder

Hur vet vi det?

Eddington föreslår fusion

Bethe knäcker kedjan

Neutrinoproblemet

Neutrinopusslet löses

Solens framtid: från röd jätte till vit dvärg

Wow-siffror

E=mc² i praktiken

Räkna själv: massa till energi

Testa andra energimängder:

Gå djupare

Hur stjärnor föds och dör

E = mc²: energin som bor i massan

Fission och fusion

Supernovor och var grundämnena kommer ifrån