Ursprunglig fråga:
Jag undrar hur kan det komma sig att solen har funnits i miljarder år utan att dess strålning varken har minskat eller ökat? dvs nästan allt behöver energi att fungera eller har en vis funktion som sedan brukar lägga av efter några år och det behövs en arbetsfunktion för att den ska fungera men solen det är ingen som driver den eller har skapat den hur kan den då fungera i miljarder år utan någons påverkan?
/fatma z, Apelgårdskolan, Malmö

Svar:
Solen befinner sig nu i ett skede med långsam utveckling (huvudserien). Då sker energiproduktionen genom "förbränning" av väte till helium i solens centrum. Detta har pågått i 5 miljarder år och kommer fortsätta i 5 miljarder år till. Därefter sker en rad drastiska förändringar innan solen slutar som en vit dvärgstjärna. För detta se nedan.

"Förbränningen" av väte till helium är inte vanlig kemisk förbränning som förbränning av kol till koldioxid genom tillsats av syre. Kemisk förbränning ger bara energimängder på ungefär eV (en mycket liten energienhet). Med en sådan förbränning skulle solen bara kunna lysa några tusen år.

En annan möjlig källa till solens energiutveckling som man funderade på i slutet av 1800-talet är gravitationsenergi. Solen skulle kunna frigöra energi genom att dra sig samman. Inte heller denna källa räcker till för att förklara energiutvecklingen under flera miljarder år.

För att förklara solens energiutveckling måste man ta till kärnfysik. Denna kunskap utvecklades under de första åren av 1900-talet. Den reaktion som ger solen energi sker vid c:a 15 miljoner grader i solens centrum och är mycket förenklat (i själva verket går reaktionen i flera steg, se bilden nedan och länk 1, Energiproduktion för detaljer):

4 ¹H --> ⁴He + energi

En väteatom har massan 1.007825032 massenheter (u) och en heliumatom har massan 4.002603250 u. Fyra väteatomer väger då 4.031300128 u. Skillnaden 0.028696878 u motsvarar en energi på 0.028696878*931.5 MeV = 26.7 MeV, dvs 26700000 eV, allså en miljon gånger mer än vad vanlig förbränning ger. Det är alltså denna stora förvandling av massa till energi (E=mc²) som är solens energikälla. Den relativa energiutvecklingen blir 0.028696878/4.031300128 = 0.71%, dvs 0.71% av massan väte omvandlas till energi.

Energin som frigörs i solens centrum transporteras till solytan med konvektion och strålning. Temperaturen vid solytan är c:a 6000 grader och vid den temperaturen sänds det ut temperaturstrålning med maximum intensitet i synligt ljus, se fråga 12409 .

En stjärna som är lite tyngre än solen kan mot slutet av sin utveckling även börja förbränna helium till kol:

3 ⁴He --> ¹²C + Q

där Q är den utvecklade energin per reaktion:

Q = 3*m(⁴He) - m(¹²C) = 3*4.002603 - 12.000000 = 0.007809 massenheter = 0.007809*931.5 MeV = 7.274 MeV

Den relativa energiutvecklingen blir 0.007809/12 = 0.065%, dvs 0.065% av massan helium omvandlas till energi.

Att vätet räcker i c:a 5 miljarder år till betyder inte att livet kan finnas så länge. Allteftersom heliumhalten i solens centrum ökar, ökar också solstrålningen. Om 1 miljard är den 10 % högre än i dag. Det låter kanske inte så mycket, men det kommer leda till en skenande växthuseffekt i jordatmosfären, där sluttillståndet liknar förhållandet på vår grannplanet Venus. Där är temperaturen på ytan 450 ^oC, atmosfären består av kolsyra med ett tryck av 100 atmosfärer och molnen består av svavelsyra. Inget vatten finns nu på Venus. Under sådana förhållanden kan inget liv finnas.

Det är alltså naturlagarna som är så funtade att en stjärna av solens typ har en mycket lång period av långsam utveckling. Om utvecklingen hade varit mycket snabbare hade knappast liv hunnit utvecklas. Vi har idag mycket god kunskap om vad som sker i en stjärna som solen och hur den utvecklas.

Om du vill ha mer information, kolla sajten What will happen to the Solar System in the future . Den är på engelska. Det finns också en artikel oktobernumret 2002 av Sky and Telescope. Den är också på engelska.

Se även fråga 13731

Nyckelord: solens utveckling [4]; solens energiproduktion [9];

1 http://kasper.pixe.lth.se/NuclearPhysics/slideShow/f1/