Handlinger tilknyttet webside

Solens magnetfelt

 

sol_magnetfelt_1.jpg

Figur 7: Nærbillede af et udsnit af Solens overflade optaget i ultraviolet lys med den nye sol-satellit Trace. Farverne er falske farver, der er lagt på for at angive områder med forskellig temperatur.

Man kan måle styrken og retningen af Solens magnetfelt ved at analysere lyset fra Solen. Det man bestemmer er magnetfeltet på det sted i rummet, hvor lyset er udsendt. Da den altovervejende del af det lys, vi modtager fra Solen, kommer fra dens overflade, er det også her, det er nemmest at bestemme magnetfeltet. Ved således at måle magnetfeltet i et tæt net af punkter på solskiven kan man lave et kort over Solens magnetfelt, et såkaldt magnetogram.

 

sol_magneto_2.gif

 

Figur 5: Magnetfeltet af Solens overflade optaget med SOHO satellitten den 1. Januar 2000. Gråskalaen angiver styrken og retningen af feltet. Hvidt er områder med kraftigt felt med retning ud af Solen, sort er kraftigt felt med retning ind i Solen. Et sådan billede med angivelse af magnetfeltet kaldes et magnetogram. kilde: SOHO

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Et magnetogram af Solens overflade ser helt anderledes ud end, hvis vi lavede et tilsvarende kort over Jordens magnetfelt. På Jorden peger feltet altid mod nord. På Solen kan feltretningen dreje 180º blot man flytter sig nogle få hundrede km, eller måske endda mindre. På Jorden peger feltretningen ind i Jorden på den nordlige halvkugle og ud på den sydlige. På Solen er feltretninger ind og ud af  overfladen blandet til grænsen af kaos på begge halvkugler. Dertil kommer at feltet hele tiden ændrer sig. Store arealer med kraftigt magnetfelt kan dukke frem eller forsvinde på få dage. Helt kaos er det dog ikke. Det kan godt lade sig gøre at finde typiske mønstre i feltet. For eksempel ser man ofte arealer med meget kraftige magnetiske feltstyrker samlet i store områder, de såkaldt aktive områder. De aktive områder observeres som hovedregel i to parallelle bælter omkring Solens ækvator.

 

sol_uv_1.jpg

 

 

Figur 6: Billede af Solen i ultraviolet lys optaget med SOHO-satellitten. kilde: SOHO

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Den del af Solens atmosfære, hvorfra vi modtager størstedelen af lyset, er et relativt tyndt lag, som vi opfatter som "Solens overflade". Den kaldes fotosfæren og er 5-6000 grader varm. Men højere oppe i Solens atmosfære stiger temperaturen til over en million grader, i et område der strækker sig langt ud i rummet. Det er det man kalder Solens korona. I koronaen er gassen meget tynd, partikkeltætheden er meget mindre end i fotosfæren, og der udsendes ikke nok lys til at man kan måle magnetfeltet. Men man kan alligevel af og til se, hvordan det ser ud. Hvis man tager et billede af det lys Solen udsender i det ekstremt ultraviolette eller røntgen området, vil man se koronaens varme plasma. Observeres ved en bestemt bølgelængde vil man få et billede af plasma, der har en bestemt temperatur. Fordi Solens plasma bevæger sig frit langs med magnetfeltet, men meget nødig på tværs kan man 'se' feltlinjerne på disse billeder.
Feltlinjerne som anes på billedet er dannet af plasma med samme temperatur.