Solen, eller sola (astronomisk symbol: ), er betegnelsen på stjernen som er sentrum i solsystemet hvor Jorden og andre kjente objekter (planeter, asteroider, meteoroider, kometer og støv) går i bane rundt. Den er nesten perfekt kuleformet (sfærisk) og består av varm plasma sammenvevd i magnetfelt. Diameteren er ca. km (ca. 109 ganger jordens). Massen er ca. 2 kg (ca. ganger jordens) og utgjør ca. 99,86 % av massen i solsystemet. 73,46 % av massen er hydrogen; helium utgjør 24,86 %, mens 1,69 % (tilsvarende jordmasser) er tyngre grunnstoff, deriblant oksygen, karbon, neon og jern.
Med en effektiv overflatetemperatur på har solen en tilnærmet hvit farge, men fra jordoverflaten fremstår den som gul på grunn av atmosfærisk spredning av blått lys. Solen er en hovedseriestjerne som genererer energi ved kjernefysisk fusjon av atomkjerner av hydrogen til helium. I kjernen fusjoneres 620 millioner tonn hydrogen per sekund, mens 4,26 millioner tonn omdannes til strålingsenergi per sekund. miniatyr|Fusjonsprosessen på solen Solens absolutte størrelsesklasse er +4,83; som nærmeste stjerne er imidlertid solen det lyseste objektet på himmelen med en tilsynelatende størrelsesklasse på –26,74. Solens varme korona danner solvind, en strøm av ladde partikler som strekker seg utover til heliopausen ved ca. 100 AE. Boblen som dannes i den interstellare materien, kalles heliosfæren og er den største kontinuerlige strukturen i solsystemet.
Gjennomsnittsavstanden fra jorden er ca. 149,6 millioner kilometer (1 AE), og lyset bruker ca. 8 minutter og 19 sekunder til jorden. Avstanden varierer mellom jordens perihelium i januar og aphelium i juli. Energien fra sollyset driver jordens klima og vær og er opphavet til nesten alt liv på jorden ved hjelp av fotosyntese.
Etymologi Det norske, svenske og danske navnet Sol, såvel som islandsk og færøysk Sól, er avledet av norrønt sunna, og synes å være beslektet med ordet sør.
Kognater er gammelengelsk sunne (ca. 725 e.Kr. i Beowulf) og swegl, moderne engelsk sun, gammelfrisisk sunne, sonne, vestfrisisk Sinne, gammelsaksisk sunna, middelnedertysk sonne, moderne nederlandsk og limburgisk zon, vallonsk Solea, luxembourgsk Sonn, afrikaans Son, gammelhøytysk sunna og suhil, moderne høytysk Sonne, kölsch Sunn, alemannisk Sunne, lavtysk Sünn, jiddisch Zun og gotisk sunnō og sauil. Alle germanske navn for solen stammer fra urgermansk *sunnōn eller *sōwul.Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 776. HarperCollins. ISBN 0-06-270084-7.Mallory, J. P. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth, page 129. Thames & Hudson. ISBN 0-500-27616-1.Online Etymology DictionaryOppslagsordet Sól, på wiktionary
Gammelengelsk sunne var femininum; det feminine pronomenet var i bruk frem til 1600-tallet, da grammatisk kjønn utenom pronomen for lengst var borte fra det engelske språket og maskulinumspronomenet overtok.
I germansk religion er solen personifisert som gudinnen Sól/Sunna, og representerer muligens fortsettelsen av en eldre urindoeuropeisk solgud med indoeuropeiske språkforbindelser mellom norrønt Sól, sanskrit, gujarati og bengali Surya, gallisk Sulis, gammelirsk Suil, litauisk Saulė, urbaltisk *Sauliā > *Saulē, gammelkirkeslavisk Slunice og slavisk Solntse.
Det urindoeuropeiske navnet var *s(e)wol-, av roten *saewel-, «å skinne», «solen». Elementet *el- i roten var opprinnelig et suffiks og hadde den alternative formen *en-, som gir *s(u)wen-, kilden til gammelengelsk sunne, norrønt sunna, avestisk xueng og gammelirsk fur-sunnud («lyse opp»).
Fra latin sol stammer italiensk sole, spansk, katalansk og portugisisk sol, fransk soleil, jèrriais solé, provençalsk solely, ligurisk sô, venetiansk sołe og rumensk soare. Det greske navnet på solen var hḗlios (ἥλιος), herav navn som heliosentrisme, men etymologien er ukjent. Andre indoeuropeiske former er albansk dielli, avestisk hwar, walisisk haul, gammelkornisk heuul og bretonsk heol.
I den uralske språkgruppen finner vi finsk aurinko, estisk päike og ungarsk nap. I det isolerte språket baskisk heter solen eguzkia.
På khalkisk mongolsk, som er hovedspråket i Mongolia og som tilhører den mongolske språkgruppen, heter solen naran. På det oghuztyrkiske språket tyrkisk, som er hovedspråket i Tyrkia og som tilhører den tyrkiske språkgruppen, kalles solen for güneş; herav güneşten («fra solen»).
I Kina omtales solen som «det store lyset» (kinesisk: 太阳, pinyin: tàiyáng, kantonesisk: taiyeung). Denne navneformen brukes også i Korea (hangul: 태양, revidert romanisering: taeyang) og på japansk (kanji: 太陽, hiragana: たいよう、, taiyou). På tibetansk heter solen nyima (ཉི་ཟླ་, wylie: nyi zla).
Uttrykket imperiet hvor solen aldri går ned, ble brukt fra 1630 om det spanske imperiet, men ble senere brukt om det britiske. Idiomet «(å leve) på solsiden» (attestert fra 1680-årene) stammer fra verket Tanker (Pensées, 1669) av Blaise Pascal. Uttrykket solbading er attestert siden ca. 1600.
Ukedagen søndag (gammelengelsk Sunnandæg før 700) er en germansk adopsjon og oversettelse av latin dies solis, som i seg selv er en oversettelse av gresk heméra helíou.Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 778. HarperCollins. ISBN 0-06-270084-7.
Det latinske navnet på stjerne, Sol, tilsvarer det norske navnet på solen, og brukes også i adjektivformen solar.William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955."Sol", Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009 Astronomer bruker også benevnelsen sol om en soltid på en annen planet.
Egenskaper
thumb|Ultrafiolett bilde i falske farger av en solstorm av C3-klasse (hvitt område oppe til venstre), en solar tsunami (bølgelignende struktur oppe til høyre) og flere filamenter av plasma som stiger fra overflaten og følger et magnetfelt. thumb|Solens struktur: Solen er en hovedseriestjerne av klasse G og utgjør ca. 99,86 % av massen i solsystemet. Den er nesten perfekt sfærisk med en estimert flattrykthet på ca. én 9 milliondel. Forskjellen på diameteren mellom polene og diameteren ved ekvator er bare rundt 10 km. Solen består av plasma og er ikke et fast legeme. Den har en differensiell rotasjon (roterer raskere ved ekvator enn ved polene), fordi konveksjon i massen drives av bratte temperaturgradienter fra kjernen og utover.
Vinkelmomentet har en retning mot klokken, sett fra den ekliptiske nordpolen. Perioden til den faktiske rotasjonen er ca. 25,6 dager ved ekvator og 33,5 dager ved polene. Fordi vårt utsiktspunkt går i bane rundt solen, er den tilsynelatende rotasjonen ved ekvator ca. 28 dager. 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.
Solens rotasjon ble oppdaget av Galileo Galilei i 1610. 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 typen populasjon I. Det vil si at den er relativt ung – cirka 4,6 milliarder år gammel – og relativt rik på tunge grunnstoffer. Dannelsen av solen kan ha blitt utløst av sjokkbølger fra en eller flere nærliggende supernovaer. Et tegn på dette er den store forekomsten av tyngre grunnstoffer, slik som gull og uran, 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 skyldes endergone reaksjoner fra en supernova. Den kan også skyldes overgang fra et grunnstoff til et annet og tyngre på grunn av nøytronabsorpsjon i en massiv andregenerasjons stjerne.
Et annet tegn på tilførsler fra mer enn én supernova, er at molekylskyen som solsystemet ble dannet av, rommet forskjellige generasjoner av stjernestøv. Inklusjonen i Allende-meteoritten inneholder langt mindre magnesium-26 enn det normale i meteoritter. Dette betyr at deler av skyen var uten radioisotopet aluminium-26, som er råstoff til dannelsen av magnesium-26, mens en annen del av skyen ble tilført dette stoffet.
Solen har ingen klar grense slik steinplanetene har, og i de ytre delene faller tettheten av gassen eksponentielt med økende avstand fra sentrum. Likevel har solen en veldefinert indre struktur. Dens radius måles fra sentrum til kanten av fotosfæren. 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.
Solens indre er ikke direkte observerbar og kan ikke fotograferes med elektromagnetisk stråling. Liksom seismologi bruker bølger generert av jordskjelv for å avsløre jordens indre strukturer, bruker helioseismologien trykkbølger (infralyd) som går gjennom solens indre for å måle og visualisere stjernens indre struktur. Datamodellering blir også brukt som et verktøy på de dypere lagene.
Kjernen
thumb|Tverrsnitt av en sol-lignende stjerne En regner at kjernen strekker seg fra sentrum og ut til om lag 20–25 prosent av solens radius. Tettheten i kjernen er opp til 150 g/cm³ (ca. 150 ganger tettheten av vann), og temperaturen er opp mot 15,7 millioner kelvin (K). Til sammenligning er overflatetemperaturen omtrent K. Analyser av data fra romfartøyet SOHO bekrefter en raskere rotasjonshastighet i kjernen enn i strålingssonen. I det meste av solens liv produseres det energi ved kjernefysisk fusjon gjennom proton-protonkjeden, en prosess som omdanner hydrogen til helium. Bare 0,8 prosent av energien genereres i CNO-syklusen.
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 partiklers kinetiske energi.
Proton-proton-kjeden foregår ca. 9,2 ganger per sekund i kjernen. Reaksjonen bruker fire frie protoner (hydrogenkjerner), og konverterer ca. 3,7 protoner til alfapartikler (heliumkjerner) hvert sekund (av totalt ~8,9 frie protoner i solen), eller ca. 6,2 kg per sekund. Fusjon av hydrogen til helium frigjør ca. 0,7 % av massen som energi. 4,26 millioner tonn masse omdannes til 384,6 yottawatt (3,846 W, eller 9,192 megatonn TNT) 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 i masseenergiloven.
Energiproduksjonen varierer med avstanden fra sentrum. I sentrum anslår modeller at den er ca. 276,5 watt/m³, en tetthet som tilnærmer seg mer reptil metabolisme enn en kjernefysisk bombe. Maksimal energiproduksjon blir sammenlignet med volumetrisk varme som genereres i en aktiv komposthaug. 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 og ekspanderer noe mot vekten av de ytre lagene. Dette reduserer fusjonshastigheten og korrigerer perturbasjonen. En liten senking i hastigheten vil avkjøle og krympe kjernen, slik at fusjonshastigheten reverseres.