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 0.028696878931.5 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 = 3m(⁴He) - m(¹²C) = 34.002603 - 12.000000 = 0.007809 massenheter = 0.007809931.5 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.

/KS/lpe 2002-09-13

Svar:
Fyra väteatomer bildar en heliumatom under frigörande av 26.7 MeV, se fråga [10658].

Vad behöver vi mer för att räkna ut svaret på din fråga? Vi behöver solens massa och andelen väte (låt oss säga när solen skapades). Solens massa är 198910010²⁴ kg (Planetary Fact Sheets). Andelen väte i den unga solen är lite mer osäkert - det beror på om gasen som bildade solen kom direkt från big bang eller om den redan varit i en heliumproducerande stjärna. Låt oss anta 75% väte som en rimlig gissning. Vi har alltså 0.75198910010²⁴=1.510³⁰ kg väte. Molvikten är 1 g, så vi har 1.510³⁰/0.001=1.510³³ mol väte.

Avogadros konstant (antalet atomer per mol av ett ämne) är 6.02210²³ mol^-1 (Physical Reference Data). Vi kan räkna ut antalet väteatomer som

1.510³³6.02210²³=9.010⁵⁶

Fyra väteatomer gav 26.7 MeV så totala energiutvecklingen om vi transformerar allt väte till helium blir

26.79.010⁵⁶/4 = 6010⁵⁶ MeV

Om vi förvandlar till J får vi energin

6010⁵⁶10⁶1.60210^-19 = 9710⁴³ J

Detta är alltså solens energipotential om allt väte kan förvandlas till helium. Som sådant är detta värde kanske inte så intressant, men låt oss räkna ut hur länge solen skulle kunna lysa med sin nuvarande styrka. Solens effekt (luninositet) är enligt Planetary Fact Sheets 384.610²⁴ J/s (W). Maximala åldern blir då

9710⁴³/(384.610²⁴) = 0.2510¹⁷ sekunder =
= 0.2510¹⁷/(606024365.24) = 8010⁹ år = 80 Ga = 80 miljarder år

Nu är det emellertid en våldsam överskattning att allt befintligt väte förvandlas till helium. En rimligare uppskattning är 10%, och då skulle solens maximala livslängd vara c:a 8 miljarder år, vilket är nära de 10 miljarder år man får fram med mer detaljerade beräkningar.

Solens massförlust

Om den producerade energin per sekund är 384.610²⁴ J (se ovan) hur mycket lättare blir solen då varje sekund. Vi använder E = mc² och får massförlusten per sekund m till

m = E/c² = 384.610²⁴/(310⁸)² = 4270 000 000 kg

vilket är ungefär 4 miljoner ton! Denna massa försvinner naturligtvis inte - totala massan/energin måste bevaras - utan den sprids ut i universum av solstrålningen. Om strålningen träffar något - t.ex. en planet - kommer massan hos planeten att öka lite, lite grann.
/Peter E 2005-01-29

Svar:
Jo, primärt beror årstiderna på att solenergin sprids ut på olika stora ytor beroende på vinkeln mellan jordytans plan och riktningen till solen, se figuren nedan. Vi kan även uttrycka det så att instrålningen (effekten hos inkommande strålning) beror på hur högt solen står på himlen. Dessutom påverkas naturligtvis instrålningen av att dagens längd varierar. En ytterligare effekt som påverkar temperaturen är jordytans albedo (reflektionsförmåga). Is/snö har högt albedo och tederar alltså att sänka temperaturen.

Eftersom man har utbyte av värme mellan olika delar av jorden (havsströmmar och vindar) blir det i själva verket mycket mer komplicerat att beräkna temperaturen vid en viss breddgrad för en given tid på året.

Om man placerar en yta på en kvadratmeter vinkelrätt mot solen utanför jordatmosfären kommer ytan att motta effekten 1370 W.
Detta är vad man kallar solarkonstanten (1370 W/m²). Om vinkeln mellan ytan och riktningen till solen är i, så kommer effekten per kvadratmeter bli 1370sini, dvs uppvärmningen blir mindre ju mindre i blir.

Tillägg om solarkonstanten

Man kan beräkna solarkonstanten från solens utvecklade effekt (luminositet) P (för detta värde och jordbanans radie R se Planetary Fact Sheets):

solarkonstanten = P/(4pR²)

Uttrycket i nämnaren är ytan av ett klot med jordbanans radie. Med insatta värden får vi

solarkonstanten = 384.610²⁴/(4p(149.610⁹)²) = 1368 W/m².

Anmärkning: I själva verket har man bestämt solarkonstanten och från denna räknat ut solens utvecklade effekt.

Se fråga [16846] hur man uppskattar jordens medeltemperatur från solarkonstanten. I länk 1 uppskattas solens utstrålade effekt med hjälp av Stefan Boltzmans lag.

Se vidare solarkonstanten och Solar_constant.

/Peter E 2005-03-31

Svar:
Låt oss först se hur solen är uppbyggd.

I solens centrum är temperaturen c:a 15 miljoner K. Det är här solen producerar sin energi genom kärnreaktioner, se fråga [12547]. Energin transporteras sedan med strålning (inre delarna) och konvektion. (yttre delarna). Transporten med strålning är emellertid en mycket långsam process eftersom fotonerna hela tiden kolliderar med joner och försvinner i en slumpmässig riktning - nästan lika sannolikt inåt som utåt.

Man väntar sig att temperaturen i solen skall minska när man går längre ut från energikällan i centrum. Detta är helt analogt med att en järnstång med ena ändan i en eld är varmare nära elden. Det är värmeledningsförmågan som bestämmer hur varm den andra ändan är. Hög värmeledningsförmåga medför att även den icke uppvärmda ändan blir varm.

Fotosfären är solytan vi ser när vi observerar solen i synligt ljus. Innanför fotosfären är solen inte transparent (ogenomskinlig, hög opacitet) för ljus.


Kromosfären - är så tunn att den är transparent. En utsänd foton har alltså en hygglig chans att ta sig ut. Detta gör att kylningen blir mer effektiv, så temperaturen blir lägre än vid fotosfären. Kromosfären är det kallaste lagret hos solen. Lägsta temperaturen, c:a 4100 K, är c:a 500 km ovanför fotosfären. Kromosfären är det tunna rödaktiga lagret utanför månskivan i bilden nedan av en solförmörkelse.

Koronan är mycket tunn, endast synlig vid totala solförmörkelser. Temperaturen är ett par miljoner K.

Koronans höga temperatur är fortfarande något av ett mysterium. Den kan inte värmas upp direkt genom strålning eftersom det skulle strida mot temodynamikens andra huvudsats att värme kan inte spontant transporteras från en kallare till en varmare kropp, se fråga [15733]). Det måste vara något annat som värmer koronan, t.ex. ljudvågor eller magnetfält, se CoronaCoronal_heating_problem. Denna "accelerator" skulle alltså, analogt med en värmepump, värma upp koronan och orsaka solvinden som vi på jorden kan observera som norrsken, se fråga [19745].

Mellan kromosfären och koronan finns ett tunt övergångsskikt där temperaturen ökar med höjden.

Se vidare länk 1, 2 och SunStructure.

/Peter E 2017-04-18