At tage temperaturen på Solen

Nej, det kan man ikke, man kan simpelthen ikke bygge et termometer, der ville kunne holde til 5500 grader celsius – og slet ikke til de millioner af grader, der hersker i dens indre. I stedet må man bruge andre metoder, hvor man indirekte kan beregne, hvor høj temperaturen er, både på overfladen af Solen og i dens indre.

Foto af NASA.

Vi begynder med overfladens 5500 grader celsius, som er man nået frem til ved at se på sammensætningen af Solens lys. Sollys ser hvidt eller gulligt ud set fra Jorden, men det er sammensat af mange forskellige farver og indeholder også usynligt lys, både kortbølget ultraviolet lys og langbølget infrarød stråling. Det meste af sollysets energi stammer fra den gule og grønne del af lyset. Cirka 40% af den stråling, Solen udsender, er synligt lys, cirka halvdelen er langbølget infrarødt lys, som vi ikke kan se, og resten, cirka 10% er usynligt kortbølget stråling, bl.a. ultraviolet lys.

Astronomerne, der studerer verdensrummets stjerner, behøver ikke meget andet end en måling af sammensætningen af lyset fra en stjerne for at vide, hvor varm den er. Der er en klar sammenhæng mellem sammensætningen af det udsendte lys og temperaturen. Jo mere energi, der stammer fra det kortbølgede lys, jo varmere er stjernen, og jo mere der stammer fra det langbølgede rødlige og infrarøde lys, jo koldere er den.

Solen viser sig at være en stjerne af typen G, nærmere bestemt type G2V, og derfor må den være omkring 5500 grader på overfladen. Nogle ekstremt klare blå stjerner, som er mange gange større end Solen, kan være over 30.000 grader varme på overfladen, mens stjerner, der er mindre end Solen, og som udsender mere rødt lys, er koldere end Solen.

Solen skinner, fordi der hele tiden strømmer energi ud fra dens indre. Energien varmer stofferne i overfladen op, og de begynder at gløde og udsende lys. Energien dannes ved, at atomer af brint (eller hydrogen), det mindste af grundstofferne, smelter sammen og danner det tungere helium. Det er det, man kalder fusion, og som også er det, der sker i en brintbombe. Ved sammensmeltningen bliver der en lille smule energi til overs, og det er den, der bevæger sig ud mod overfladen og giver os sollyset.

Man ved, at fusion kræver meget høje temperaturer. Præcis hvor høje de er i Solens indre, må man beregne ad en lang omvej ud fra en masse målinger. Man skal for eksempel vide, at brint udgør cirka 75% af Solens masse. Man skal også vide, hvor meget den skinner.

Den samlede stråling fra Solen har en effekt på 385.000.000.000.000.000.000.000.000 watt! På et enkelt sekund stråler der med andre ord en million gange så meget energi ud, som den samlede menneskehed bruger på et helt år.

Fusion kræver også høje tryk, som maser brintatomerne så tæt sammen, at de let smelter sammen til helium, og trykket i Solens indre afhænger af dens størrelse og masse. Solens masse kan beregnes ud fra Solsystemets planetbaner, som bestemmes af tyngdekraften. Solens størrelse er relativt let at måle bare ved at kigge på den, når man ved, at vi betragter den på en afstand af cirka 150 millioner km. Man kan så regne ud, at atomerne er pakket så tæt sammen i dens indre, at en liter vejer cirka 150 kg, dvs. 150 gange så meget som en liter vand her på jorden.

Nu skal man bare sætte sig til rette med papir og lommeregner eller computer - og sikkert bruge nogle timer på arbejdet – så kan man finde frem til temperaturen i Solens indre, hvis man altså er god til fysik og matematik. De fleste når frem til, at temperaturen i de inderste dele af Solen er cirka 15 millioner grader.

Man kan altså kun udtale sig om temperaturen i Solens indre efter en større regneøvelse. Man kan gøre det på flere måder, og man kan bruge forskellige antagelser, og derfor når nogle forskere frem til lidt andre resultater, nogle mener fx, at der er varmere, helt op til 20 millioner grader. Og i ældre bøger kan man finde langt lavere tal. I en bog fra 1988 kan man fx læse, at temperaturen i Solens indre bare er 15.000 grader. Men det ligner ærlig talt en regnefejl, hvor man har glemt tre nuller.