Se kilde til Solen

{{semibeskyttet}}
{{harflertydig|Sol}}
{| class="infobox" cellpadding="0" style="font-size: 85%; width: 250px;"
! colspan=2 style="font-size:medium; background-color: #ffffc0;" | '''Solen''' [[Fil:Sun symbol (bold).svg|24px|☉]]
|- 
| colspan=2 style="text-align:center;" | [[Fil:Sun920607.jpg|frameless|Solen]]
|- 
| colspan=2 style="text-align:center;" | ''Solen den 7. juni 1992. [[Solplet]]ten nederst til venstre er omkring 5 gange større end [[Jorden]].''
|-
! colspan=2 style="background-color: #ffffc0;" | Observationsdata
|-
| '''Gns afstand fra Jorden:'''
| 149.600.000&nbsp;km
|- 
| '''Tidsafstand ved lysets hastighed:'''
| 8,31 min
|- 
| '''Lysstyrke:'''
| <math>L_{\odot} = 3.828 \cdot 10^{26} \; \text{W}</math>
|- 
| '''Absolut størrelsesklasse:'''
| 4,76<sup>m</sup><ref name=nssdc/>
|-
! colspan=2 style="background-color: #ffffc0;" | Karakteristika: Fysik
|- 
| '''Diameter:'''
| 1,392×10<sup>6</sup> [[meter|km]]
|- 
| '''Relativ diameter (dS/dE):'''
| 109
|- 
| '''Overflade:'''
| 6,09 × 10<sup>12</sup> [[kvadratkilometer|km²]]
|- 
| '''Rumfang:'''
| 1,41 × 10<sup>27</sup> [[meter|m<sup>3</sup>]]
|- 
| '''Masse:'''
| (1,98843 ± 0,00003) × 10<sup>30</sup> [[kilogram|kg]]
|- 
| '''[[Jorden|Jordmasser]]:'''
| 333.400 M⊕
|- 
| '''Massefylde:'''
| 1410,2&nbsp;kg/m<sup>3</sup>
|- 
| '''Tyngdeacc. ved overfladen:'''
| 274 m/s<sup>2</sup>
|- 
| '''Relativ tyngde ved overfladen:'''
| 27,9 g
|- 
| '''Overfladetemperatur:'''
| 5780 [[Kelvin|K]]
|- 
| '''Temperatur i korona:'''
| 5 × 10<sup>5</sup> [[Kelvin|K]]
|- 
| '''Luminositet (L<sub>S</sub>):'''
| 3,827 × 10<sup>26</sup> J s<sup>−1</sup>
|-
! colspan=2 style="background-color: #ffffc0;" | Karakteristika: Omdrejningstid
|- 
| '''Ved ækvator:'''
| 27 dage 6 timer 36 minutter
|- 
| '''Ved 75° bredde:'''
| 31 dage 19 timer 12 minutter
|- 
| '''Omløbstid omkring galaksens centrum:'''
| 2,2 × 10<sup>8</sup> år
|-
! colspan=2 style="background-color: #ffffc0;" | Bestanddele
|-
| '''[[Brint]] (H)'''
| 73,46 %
|-
| '''[[Helium]] (He)'''
| 24,85 %
|-
| '''[[Ilt]] (O)'''
| 0,77 %
|-
| '''[[Carbon|Kulstof]] (C)'''
| 0,29 %
|-
| '''[[Jern]] (Fe)'''
| 0,16 %
|-
| '''[[Neon]] (Ne)'''
| 0,12 %
|-
| '''[[Kvælstof]] (N)'''
| 0,09 %
|-
| '''[[Silicium]] (Si)'''
| 0,07 %
|-
| '''[[Magnesium]] (Mg)
| 0,05 %
|-
| '''[[Svovl]] (S)'''
| 0,04 %
|}
'''Solen''' ([[latin]]: ''Sol''; [[Græsk (sprog)|græsk]]: ''[[Helios]]'') er den [[stjerne]], som sammen med sit planetsystem udgør [[solsystemet]]. [[Jorden]] og andet stof (herunder andre [[planet]]er, [[asteroide]]r, [[meteoroid]]er, [[komet]]er og [[Kosmisk støv|støv]]) kredser om Solen, som i sig selv udgør omkring 99,8 % af solsystemets [[Masse (fysik)|masse]]. [[Energi]] fra Solen er – bl.a. i form af [[sollys]] – afgørende for næsten alt [[liv]] på Jorden via [[fotosyntese]]. Solen er den drivende kraft i Jordens [[klima]] og [[vejr]], og den står for ca. 1/3 af [[tidevand]]svirkningen i havene, resten står [[Månen]] for.<ref name=dmi/><ref name=dmi2/>

Stoffet i Solen udgøres af [[brint]] (som udgør omkring 74 % af dens masse, eller 92 % af dens [[rumfang]]), [[helium]] (omkring 25 % af massen, 7 % af rumfanget) og mindre mængder af andre [[grundstof]]fer. Solens [[spektralklasse]] er G2V. ''G2'' indikerer, at dens [[effektiv temperatur (stjerne)|effektive temperatur]], (dvs. gennemsnitstemperaturen i den dybde, som vi kan se ind til gennem dens atmosfære) er ca. 5.780&nbsp;[[Kelvin|K]] (eller omkring 5.507 grader [[Celsius]] / 9.944 [[Fahrenheit]]), hvilket giver den en [[farvetemperatur|hvid]] farve, som på grund af atmosfærisk [[Rayleigh-spredning|spredning]] for det meste ser ud som gul farve set fra Jordens overflade. Når solen står lavt på [[Himmel|himlen]], giver spredningen den i stedet en orange eller rød farve.

Dens spektrum indeholder [[Spektroskopi|spektrallinjer]] for ioniserede og neutrale metaller foruden meget svage hydrogenlinjer. [[Romertal|Romertallet ''V'']] i spektralklassen indikerer, at Solen er en stjerne i [[Hertzsprung-Russell-diagrammet|hovedserien]], hvorfor dens energi genereres ved [[kernefusion|fusion]] af brintkerner til helium. Den er i [[hydrostatisk ligevægt]], så den over meget lange tidsperioder hverken trækker sig sammen eller udvider sig, fordi tyngden af dens stof afbalanceres af det udadrettede strålingstryk fra den indre fusionsproces.

Solen er en af stjernerne i [[galakse]]n [[Mælkevejen]] og kredser om dennes centrum i en afstand på omkring 26.000 [[lysår]] og fuldfører et omløb på ca. 225–250 millioner år.

Solens regelmæssige daglige opgang i [[kompasretning|øst]] og nedgang i vest og dens regelmæssige daglige og årlige tilsyneladende vandring på himlen har sammen med de forskellige andre solfænomener inspireret og udfordret menneskeheden i årtusinder. Der er ud fra dette konstrueret forskellige verdensbilleder, som har sat sig dybe spor i [[historie]]n ved at påvirke [[religion]] og [[kultur]], og den indhøstede viden har frembragt en lang række praktiske [[opfindelse]]r og befordret opdagelser og [[videnskab]]ens udvikling i bred forstand.

Symbolet for Solen i [[astronomi]]en er en cirkel med en prik i centrum: <span stype="font-size:x-large">☉</span>. I øvrigt anvendes ordet "sol" også som synonym for "stjerne".

== Oversigt ==
Solen er en stjerne af [[metallicitet|tredje generation]], hvis dannelse kan være igangsat af chokbølger fra en eller flere [[supernova]]er, der er forekommet i dens nærhed.<ref name=falk/> Dette fremgår af den store forekomst af tunge grundstoffer som [[guld]] og [[uran]] i solsystemet. Disse stoffer er mest sandsynligt produceret enten ved atomare reaktioner under en supernova eller ved stofomdannelse via [[neutron]]absorption i det indre af en kæmpestjerne af anden generation.

=== Solens placering ===
[[Fil:Near-stars-past-future-en.svg|thumb|Nærmeste stjerne afstande i forhold til Solen som funktion af titusinder af år.]]
Der anslås at være 200-400 milliarder stjerner i Mælkevejen, som er en flad bjælkegalakse placeret i [[galaksehob]]en [[Den lokale galaksegruppe|Den lokale gruppe]], der består af ca. 50 nabogalakser, som igen er en del af [[Virgo-superhoben]]. Mælkevejen er 70-100.000 lysår i tværsnit, og Solen er placeret ca. 26.000 lysår fra centrum i den spiralarm, som kaldes ''Orion-armen''.

Mælkevejen omfatter mere end 100 millioner stjerner af Solens G2-klasse. På grund af stjernernes fordeling efter lysmængde lyser Solen i virkeligheden klarere end 85% af Mælkevejens stjerner, fordi de fleste er [[rød dværg|røde dværge]].<ref name=than/> Solen kredser om Mælkevejens centrum med en [[Rotation|omløbshastighed]] på 217&nbsp;km/s, hvilket svarer til et lysår for hver 1.400 år og til en [[astronomisk enhed]] (AU) for hver 8 dage.<ref name=kerr/>

Den nærmeste nabostjerne til Solen er [[Proxima Centauri]], hvis afstand i øjeblikket er 4,22 lysår. Den lyser meget svagt og er del af et 3-stjerne-system, hvori stjernerne [[Alfa Centauri]] A og Alfa Centauri B indgår.<ref name=rundetaarn/> Alfa Centauri A er med en afstand i øjeblikket på 4,39 lysår Solens nærmeste nabo af G2-klassen, og hvis Solen kunne betragtes fra denne stjerne, ville den synes at befinde sig i [[stjernebillede]]t [[Cassiopeia]].
[[Fil:Milky Way Arms.svg|thumb|Tegning af [[Mælkevejen]] med Solens placering i [[Orion (stjernebillede)|Orion]]-spiralarmen]]

Der blev opdaget en ny nabo i 2013 kaldet WISE J104915.57-531906, der består af to brune dværgstjerner, som i øjeblikket er 6,5 lysår fra Solen.<ref>[http://videnskab.dk/miljo-naturvidenskab/forste-gang-i-100-ar-solen-har-faet-en-ny-nabo 24. juni 2013, videnskab.dk: For første gang i 100 år: Solen har fået en ny nabo]</ref>

=== Solen og Jorden ===
Sollys er den primære energikilde på Jordens overflade. [[Solindstråling|Solarkonstanten]] er den [[effekt (fysik)|effekt]], som solen leverer per arealenhed, som er udsat for sollys, og den er af størrelsen ca. 1.370&nbsp;[[watt]] per [[meter|kvadratmeter]] i en afstand af 1 [[Astronomisk enhed|AE]] fra Solen, dvs. på eller nær Jorden. Det sollys, som når Jordens overflade er imidlertid dæmpet af [[Jordens atmosfære|atmosfæren]], så værdien er tættere på 1.000&nbsp;watt per direkte belyst m² i klart vejr og med solen nær [[zenit]]h. Denne energi kan udnyttes gennem en lang række naturlige og syntetiske processer – [[fotosyntese]] i planter udnytter sollysets energi og omdanner den til kemisk form ([[ilt]] og reducerede [[Carbon|kulstofforbindelser]]), mens direkte opvarmning eller elektrisk omdannelse i [[solcelle]]r benyttes af [[solenergi]]-udstyr til at fremstille [[elektricitet]] eller til at udføre andet nyttigt [[arbejde (fysik)|arbejde]]. Den energi, som er oplagret i [[olie]] og andre [[fossilt brændstof og brændsel|fossile brændstoffer]] stammer oprindeligt fra sollys, der blev omdannet ved fotosyntese i en fjern fortid.

Mange fænomener i den [[optisk fænomen#Atmosfæriske optiske fænomener|atmosfæriske optik]] er direkte eller indirekte forbundet med sollyset og mange optræder lige ved siden af eller sammen med solen. Det drejer sig om [[solopgang]] og [[solnedgang]], men også [[halo]]-effekter som 22°-haloen, [[bisol]]e og lyssøjler. Et velkendt syn er [[tusmørkestråler]] og [[regnbue]]r, hvorimod [[grønt glimt|grønne glimt]], der kan optræde ved solnedgang, er sjældne.
[[Fil:Crepuscular rays8 - NOAA.jpg|thumb|[[Tusmørkestråler]]]]

[[Ultraviolet lys]] fra solen har [[antiseptisk]]e egenskaber og kan benyttes til sterilisation af redskaber. Hos mennesket forårsager det også [[Solbadning|solbrændthed]] og har [[Lægemiddel|medicinske]] virkninger som f.eks. at fremme produktionen af [[vitamin D]]. Ultraviolet lys dæmpes særlig meget i Jordens atmosfære, hvorfor dettes styrke varierer meget med [[Breddekreds|breddegraden]], eftersom sollyset passerer en længere strækning gennem atmosfæren ved højere bredder. Denne forskel har forårsaget mange [[biologi]]ske tilpasninger, herunder forskellen på menneskers [[hud]]farve i forskellige egne af kloden.<ref name=barsh/>
[[Fil:Analemma pattern in the sky.jpg|left|thumb|Solens teoretiske analemma, set mod øst på den nordlige halvkugle]]
Set fra Jorden ændrer solens bane over himlen sig i løbet af året. Den figur, som dannes ved at angive solens position på samme tid og fra samme sted hver dag i et helt år, kaldes jordens [[analemma]] og ligner et ottetal omkring en akse fra nord til syd. Selvom den mest udprægede ændring af solens tilsyneladende position i årets løb er i nord-/sydlig retning (der omfatter en vinkel på 47 grader på grund af [[aksehældning|jordaksens]] hældning på 23,5 grader i forhold til Solen) er der også en øst-/vestlig komponent, som skyldes Jordens [[acceleration]], når den nærmer sig [[perihelium]] i banen omkring Solen og den tilsvarende formindskelse af farten, når den bevæger sig væk fra Solen for at nærme sig [[aphelium]]. Ændringen i tilsyneladende vinkel i retningen nord/syd er hovedårsagen til, at Jorden har skiftende [[årstid]]er.

Solen er en [[magnetisme|magnetisk]] aktiv stjerne, der vedligeholder et stærkt og skiftende [[magnetfelt]], som varierer fra år til år, og som skifter retning nogenlunde hvert ellevte år omkring solpletmaksimum. Solens magnetiske felt udløser flere effekter, som under et kaldes solaktivitet, og som inkluderer [[solplet]]ter på Solens overflade, [[soludbrud]] (flares) og ændringer i den [[solvind]], som transporterer materiale gennem solsystemet. Solaktivitetens virkning på Jorden ses bl.a. som [[polarlys|nordlys og sydlys]], der forekommer på moderate til høje breddegrader samt som forstyrrelser af [[radiokommunikation]] og [[elektricitet]]sforsyning. Derudover menes solaktiviteten at have spillet en stor rolle i [[solsystemets dannelse og udvikling]], og den indvirker kraftigt på strukturen af Jordens [[termosfære|ydre atmosfære]].

Skønt Solen som Jordens nærmeste stjerne er blevet studeret intensivt, er der stadig mange uafklarede spørgsmål omkring den. Det gælder f.eks. spørgsmålet om, hvorfor dens ydre atmosfære har en temperatur på mere end 1 million [[Kelvin|K]], mens temperaturen ved dens synlige overflade, [[fotosfære]]n, er mindre end 6.000 K. Aktuelle emner for forskningen er Solens regelmæssige cyklus for solpletaktivitet, fysikken i og oprindelsen til soludbrud og [[protuberans]]er, den magnetiske interaktion mellem [[kromosfære]]n og [[korona (solen)|koronaen]] samt solvindens oprindelse.

== Livscyklus ==
{{hovedartikel|Solsystemets dannelse og udvikling}}
{{uddybende|Solens dannelse og udvikling}}
Solens alder er bestemt ved [[nukleokosmokronologi]] og brug af [[Model (matematik)|computermodeller]] for [[Stjerner fra fødsel til genfødsel|stjerners udvikling]] og ansat til at være omkring 4,57 milliarder år.<ref name=bonanno/> Den opstod ved [[gravitation]]el kollaps i en [[interstellart medium|interstellar gassky]] i en proces, som varede ca. 50 millioner år, og i løbet af hvilken planeterne også dannedes.
[[Fil:Sun Life - da.png|thumb|upright=2|Solens livscyklus i hovedtræk.<br />Ændringen af soloverfladens størrelse (ikke skalatro) i forhold til en tidsakse, hvis enhed er 1 mia. år. Solens nuværende placering er vist med en blå pil. Se i øvrigt tekstens beskrivelse af udviklingens forløb.]]

Solen er nu nogenlunde halvvejs gennem den tid, hvor den befinder sig i stjernernes hovedserie i [[Hertzsprung-Russell-diagrammet]], mens [[stjernenukleosyntese|fusionsreaktioner]] i dens indre kerne omdanner [[brint]] til [[helium]]. Hvert sekund omdannes her mere end 4 millioner [[ton]] stof til energi, idet der produceres [[neutrino]]er og [[stråling]]. Kun ca. 0,7% af brinten omdannes til energi, resten [[kernefusion|fusioneres]] til helium. Med denne omdannelseshastighed har Solen indtil nu forbrugt en masse, der svarer til omkring 100 jordmasser, til energi. Solen vil være en stjerne i hovedserien i ca. 10 milliarder år.

Solen har ikke tilstrækkelig masse til at eksplodere som en supernova, men om 4-5 milliarder år vil den trække sig sammen og bliver varmere, når brinten i kernen er brugt op. Den højere temperatur vil medføre, at brint i en skal uden om kernen kan starte fusion og forbrænde hurtigere, og Solen udvikler sig herved til en rød kæmpestjerne. Fusion af helium vil begynde, når kernens temperatur når omkring 100 MK, og der vil produceres [[carbon]] og [[ilt]]. Det er sandsynligt, at Solens ydre lag vil nå ud til Jordens bane, men nyere forskning tyder på, at Jorden forinden vil være presset længere væk af det stof, som Solen har mistet tidligere i fasen som rød kæmpe.<ref name=future-sun/> På det tidspunkt vil det meste af Jordens atmosfære være blæst ud i rummet; på grund af Solens stadig forøgede energiudstråling vil alt vand på Jorden allerede være fordampet om lidt mere end 2 milliarder år.

Efter fasen som rød kæmpe vil intense varmepulseringer bevirke, at Solens ydre lag afstødes og danner en [[planetarisk tåge]], mens den ekstremt varme kerne vil blive tilbage og langsomt afkøles og aftage i lysstyrke. Solen vil her være en [[hvid dværg]] og forblive sådan i mange milliarder år. Dette udviklingsforløb er helt typisk for stjerner, der har fra lav til mellemstor oprindelig masse.<ref name=future-sun/><ref name=sackmann/>

Store stjerner kan i visse tilfælde efter at have gennemgået alle sine faser blive til et [[sort hul]].

== Struktur ==
[[Fil:Layers of the sun.png|thumb|upright=1.25|Solens opbygning: 1&nbsp;kerne, 2&nbsp;strålingszone, 3&nbsp;konvektionszone, 4&nbsp;fotosfære, 5&nbsp;kromosfære, 6&nbsp;korona, 7&nbsp;protuberans]]
Solen er en stjerne af gennemsnitsstørrelse og indeholder over 99% af [[solsystemet]]s totale masse. Den er en næsten fuldendt [[kugle]] med en minimal [[fladtrykthed]], som anslås at være omkring en 9 milliontedel,<ref name=godier/> hvorfor dens [[diameter]] ved [[pol (geografisk)|polerne]] kun er ca. 10&nbsp;km mindre end diameteren ved dens [[ækvator]], fordi [[centrifugalkraft]]ens virkning ved soloverfladen (grundet Solens forholdsvis langsomme rotation) er 18 millioner gange svagere end [[Gravitation|tyngdekraftens]], og fordi tidevandsvirkningen fra [[planet]]erne er for svag til at påvirke dens form mærkbart. Solen roterer om sig selv, men da stoffet er i [[plasma]]tilstand, er dens rotation [[differentiel rotation|differentiel]], så den roterer hurtigere ved ækvator end ved polerne. Den "egentlige" rotationstid er ca. 25 dage ved ækvator og 35 dage ved polerne. Jordens omløb om Solen betyder, at den ses fra stadigt skiftende positioner, hvorfor der fra Jorden ses en "tilsyneladende rotationstid" på omkring 28 dage ved Solens ækvator.

Solen har ikke en skarp overfladegrænse som faststofplaneterne. I dens yderste dele falder [[gas]]sernes tæthed nærmest [[eksponentialfunktion|eksponentielt]] med afstanden fra Solens centrum. Solen har imidlertid en veldefineret indre struktur som beskrevet i det følgende. Solens [[radius]] måles fra dens centrum til kanten af fotosfæren, som er det lag, over hvilket gasserne er for afkølede eller fortyndede til at kunne udstråle nogen betydende mængde lys. Fotosfæren er den overflade, som tydeligst er synlig med det blotte øje. Hovedparten af solens masse ligger indenfor en afstand af omkring 0,7 [[Radius|radier]] fra centrum.

Det indre af solen kan ikke observeres direkte, og solen selv er uigennemsigtig for [[elektromagnetisk stråling]]. På samme måde som [[seismologi]]en benytter bølger frembragt af [[jordskælv]] til at afsløre Jordens indre struktur, kan [[helioseismologi]] benytte trykbølger ([[infralyd]]), der gennemløber solens indre, til at måle og vise solens indre struktur. Ligeledes benyttes [[computer]]modeller af solen som værktøj til [[teori|teoretiske]] undersøgelser af dens dybere lag.

=== Kernen ===
{{uddybende|Solens kerne}}
[[Solens kerne]] strækker sig fra solens centrum og ud til omkring 20-25 % solens radius.<ref name="Garcia2007">{{Cite journal
 |last=García |first=R. |date=2007 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593 |bibcode=2007Sci...316.1591G |doi=10.1126/science.1140598 |pmid=17478682 |display-authors=etal}}</ref> Dens [[massefylde|tæthed]] er op imod 150.000&nbsp;kg/m<sup>3</sup>,<ref name="Basu">{{Cite journal |last1=Basu |first1=S. |display-authors=etal |date=2009 |title=Fresh insights on the structure of the solar core |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=699 |issue=2 |pages=1403–1417 |arxiv=0905.0651 |bibcode=2009ApJ...699.1403B
 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403}}</ref><ref name=NASA1>{{cite web |date=18. januar 2007 |title=NASA/Marshall Solar Physics |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |publisher=[[Marshall Space Flight Center]] |access-date=11. juli 2009 |archive-date=29. marts 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |url-status=dead }}</ref> (150 gange vands tæthed på Jorden) og den har en temperatur tæt på 15,7 mio. [[kelvin]] (K).<ref name=NASA1/>. Nylige analyser foretaget af data fra [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]]-missionen tyder på en hurtigere rotation af kernen end af den øvrige strålingszone.<ref name=garcia/>
[[Fil:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|Billede af solen, taget af ''Hinodes Solar Optical Telescope'' 12. januar 2007. Det viser tydeligt den "filamentagtige" struktur af det plasma, som forbinder regioner med modsat magnetisk polaritet]]

Gennem det meste af solens eksistens produceres energien ved fusion gennem en række trin, der kaldes [[Proton-proton-kædereaktion|p-p (proton-proton)-kæden]]. Denne proces omdanner brint til helium,<ref>{{Cite conference |conference=XXIII Physics in Collisions Conference |location=Zeuthen, Germany
 |last=Broggini |first=C. |date=2003 |title=Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy
 |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626 |page=21 |arxiv=astro-ph/0308537 |bibcode=2003phco.conf...21B }}</ref> og kernen er det eneste sted i solen, som producerer en betydelig mængde [[varme]] via fusion. Stjernens øvrige dele opvarmes af energi, som strømmer udad fra kernen. Al den energi, som produceres ved fusion i kernen, må trænge gennem mange lag af solen ud til fotosfæren, før den undslipper til rummet som [[sollys]] eller som [[kinetisk energi]] fra partikler.<ref name=Phillips1995-47>{{Cite book |last=Phillips|first=K. J. H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=47–53 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref><ref name=Zirker2002-15>{{Cite book |last=Zirker|first=J. B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15]–34 |publisher=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1}}</ref>

Hvert sekund konverteres omkring 3,4 × 10<sup>38</sup> [[proton]]er (ud af de omkring ~8,9 × 10<sup>56</sup> frie protoner i solen i alt) til helium,<ref name=Phillips1995-47/> hvilket frigør energi fra masse-energi omsætningen svarende til 383 × 10<sup>24</sup> Watt (383 trillioner MW) eller energien fra 9,15 × 10<sup>10</sup> megaton [[Trotyl|TNT]].<ref name=nssdc/>> I vægtenheder svarer processen til, at der per sekund omdannes ca. 564 millioner ton brintkerner til ca. 560 millioner ton helium, mens massetabet på ca. 4,26 millioner ton per sekund er omsat til energi.

Egentlig er solkernen for "kold“ til kernefusion, fordi den [[kinetisk energi|kinetiske energi]] af partiklerne ikke er høj nok til, at sammenstød mellem dem kan overvinde frastødningskræfterne mellem de positivt ladede protoner. Når fusion alligevel finder sted, skyldes det den [[kvantemekanik|kvantemekaniske]] [[kvantemekanisk tunnelering|tunneleffekt]]. Ifølge kvantemekanikken er en proton en slags udbredt bølge uden en nøjagtigt defineret position, og dens energi svinger omkring en middelværdi. Derved bliver der en meget ringe [[Sandsynlighedsregning|sandsynlighed]] for, at to protoner kommer så nær hinanden, at de kan smelte sammen ved at "tunnelere" gennem de frastødende kræfters energiniveau. Den minimale sandsynlighed herfor mere end opvejes af det umådelige antal protoner, som er til stede. Denne "nedbremsede“ kernefusion har den gunstige betydning for solsystemet og livet på Jorden, at solen sparer på sit energiforråd og kan udstråle konstante energimængder i meget lang tid. Solens lange levetid skyldes dens relativt lille masse og den ringe sandsynlighed for kernefusion.

Trods de store tal er energiproduktionen i solens kerne derfor ekstremt lav, nemlig ca. 0,3 μW/cm³ eller ca. 6 μW/kg. Til sammenligning udvikler et almindeligt [[stearin]]lys varme af en størrelse på 1 W/cm³ og menneskekroppen ca. 1,2 W/kg. Brug af plasma med lignende egenskaber til energiproduktion på Jorden ville være helt upraktisk, eftersom selv et lille 1 GW [[atomkraftværk|kernekraftværk]] ville kræve omkring 170 milliarder ton plasma som solens. Jordiske [[kernereaktor|reaktorer]] kræver derfor langt højere plasmatemperaturer end i solen for at være nyttige.

Kernefusions hastighed afhænger stærkt af stoffets tæthed (og i særdeleshed af dets temperatur), så fusionshastigheden i kernen er i selvoprettende ligevægt: En let forhøjet hastighed ville opvarme kernen mere og få den til at udvide sig imod vægten af de udenfor liggende lag. Denne udvidelse ville nedsætte fusionshastigheden og derved korrigere for afvigelsen, altså ved [[negativ feedback]]. Modsat ville en let formindsket hastighed virke afkølende på kernen og få den til at trække sig sammen, hvilket igen ville forøge fusionshastigheden og bringe den tilbage til det oprindelige niveau.

De højenergi-[[foton]]er ([[gammastråling|gamma]]- og [[Røntgenstråling|røntgenstråler]]), der udløses ved fusionsprocesserne, de dominerende, såkaldte [[PPI-kædereaktion#PP - proton-proton kæderne|PP-kæder]] og (i langt mindre grad) [[CNO-cyklus]], absorberes efter få millimeters rejse i solens plasma og genudsendes i tilfældig retning (med et ganske lille energitab). Det tager derfor lang tid for stråling at nå solens overflade. Skøn over fotonernes "rejsetid" går fra så meget som 50 millioner år<ref name=lewis/> til så lidt som 17.000 år.<ref name=badastronomy/> Efter en sidste rejse gennem det ydre konvektionslag og til den transparente "overflade" af fotosfæren, undslipper fotonerne som [[Lys|synligt lys]]. Hver gammastråle i solens kerne omdannes til flere millioner fotoner, før de undslipper til rummet. Fusionsprocessen i kernen udløser også en stor mængde [[neutrino]]er, men de reagerer kun yderst sjældent med stof, hvorfor næsten alle undslipper fra solen med det samme. I mange år gav målinger af det antal neutrinoer, som kom fra solen, et antal som var en faktor 3 mindre end den teoretiske værdi. Dette såkaldte [[Solens neutrinoproblem|neutrinoproblem for solen]] løstes fornylig, da virkningen af [[neutrinooscillation]] blev opdaget: Solen udsender virkelig det forudsagte antal neutrinoer, men neutrinodetektorerne fangede ikke 2/3 af dem.

=== Strålingszonen ===
I området fra omkring 0,2 til omkring 0,7 solradier er materien varm og tæt nok til, at [[varmestråling]] er tilstrækkelig til at transportere den intense varme fra kernen udad. I denne zone er der ingen termisk [[konvektion]], for selvom stoffet afkøles efterhånden som det når længere ud, er denne temperatur-[[gradient]] lavere end den [[adiabatisk proces|adiabatiske procesrate]] og følgelig ude af stand til at vedligeholde konvektion. Som beskrevet ovenfor videregives varme via stråling, idet dannede fotoner efter at have bevæget sig en kort distance absorberes af brint- og [[ion|heliumioner]], genudsendes og absorberes, hvilket gentager sig igen og igen. På denne måde baner energien sig langsomt vej udad.

=== Konvektionszonen ===
[[Fil:Solar internal structure-da.svg|thumb|left|En illustration af solens opbygning. <br />(Varmesøjlerne i konvektionszonen er antydet. Se illustration ovenfor med forklaring af solens enkelte lag).]]
I solens ydre lag (de yderste ca. 30 % af solens radius) er plasmaet ikke tæt eller varm nok til at overføre varmeenergien fra solens indre udad via stråling. Følgelig optræder der varmekonvektion i form af [[termik|varmesøjler]], som fører varmt stof til solens overflade (fotosfæren). Når stoffet afkøles ved overfladen, synker det tilbage mod konvektionszonens bund, hvor det igen opvarmes ved kontakt med strålingszonen. Der forekommer muligvis et konvektionsoverskud i bunden af konvektionszonen, så de [[Turbulens|turbulente]] nedsynkninger når "for langt" og altså trænger ind i strålingszonens yderste lag.

Varmesøjlerne i konvektionszonen sætter deres aftryk på solens overflade ved at gøre den [[granulere]]t. Den turbulente konvektion virker som [[Elektrisk generator|dynamo]] på "lille skala" og frembringer magnetiske nord- og sydpoler overalt på soloverfladen.

=== Fotosfæren ===
Fotosfæren er solens synlige overflade, dvs. det lag, under hvilket solen bliver uigennemsigtig for synligt lys. Over fotosfæren kan sollyset frit udbrede sig i rummet, og dets energi undslipper helt fra solen.

Ændringen i gennemsigtighed skyldes den aftagende mængde H<sup>-</sup> ioner, der let absorberer synligt lys. Omvendt produceres det lys, vi ser, ved at [[elektron]]er reagerer med brintatomer og danner H<sup>-</sup> ioner.<ref name=gibson/><ref name=shu/> Fotosfæren er i virkeligheden op til 3-400 kilometer tyk og er lidt mere gennemsigtig end [[luft]] på Jorden. Eftersom fotosfærens øvre lag er køligere end de nedre, ser et billede af solen klarere ud omkring solens centrum end ved dens rand, et fænomen, som kaldes [[randformørkelse]]. Sollys har tilnærmelsesvis et [[sortlegeme]]-[[Spektroskopi|spektrum]], som dels viser, at dens [[effektiv temperatur (stjerne)|effektive temperatur]] er ca. 5.780 K, dels at dens spektrum indeholder tusinder af atomare [[absorptionslinje]]r fra de tynde lag oven over fotosfæren. Partikeltætheden i fotosfæren er omkring 10<sup>23</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup> (hvilket er omkring 1% af partikeltætheden i Jordens atmosfære ved havets overflade eller omtrent som tætheden af luften i 30 km højde).

I tidlige undersøgelser af fotosfærens optiske spektrum opdagedes nogle absorptionslinjer, som ikke svarede til noget hidtil kendt grundstof på Jorden. I 1868 fremsatte [[Joseph Norman Lockyer|Lockyer]] den hypotese, at disse absorptionslinjer skyldtes et nyt grundstof, som han kaldte helium efter den græske solgud [[Helios]]. Først 25 år senere blev helium opdaget på Jorden.<ref name=lockyer/>

=== Atmosfæren ===
[[Fil:Solar_eclipse_1999_4.jpg|thumb|Solens [[korona (solen)|korona]] under [[solformørkelse]]n i 1999, kort før solpletmaksimum. Strålerne udbredes til alle sider. Fotograf: Luc Viatour]]
[[Fil:Sofi2006.jpg|upright|thumb|Solens [[korona (solen)|korona]] under [[solformørkelse]]n i 2006, kort før solpletminimum. Strålerne udbredes næsten kun i det magnetiske ækvatorplan. Fotograf: Ralf Künnemann]]
De dele af solen, som ligger over fotosfæren, kaldes under et for ''solens atmosfære''. De kan ses med [[Kikkert|teleskoper]], som dækker det [[elektromagnetisk spektrum|elektromagnetiske spektrum]] fra radiobølger over synligt lys til gammastråler, og de omfatter fem vigtige zoner: ''Temperaturminimum'', kromosfæren, [[solens overgangsregion|overgangsregionen]], koronaen og [[heliosfære]]n. Heliosfæren, som er solens yderste, meget tynde atmosfære, strækker sig helt ud over [[Pluto (dværgplanet)|Plutos]] bane til [[heliopause]]n, hvor den danner en skarp grænse ([[chokbølge|chokfront]]) til det [[interstellart medium|interstellare rum]]. Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er meget varmere end soloverfladen. Den fulde forklaring herpå kendes endnu ikke.
[[Fil:HI6563 fulldisk.jpg|upright|left|thumb|Solens kromosfære fotograferet i H-α-lys]]
Det køligste lag af solen er temperaturminimum-regionen omkring 500&nbsp;km over fotosfæren. Den har en temperatur på ca. 4.000&nbsp;K og er dermed afkølet nok til, at der kan opbygges simple molekyler som [[kulilte]] og [[vand]], og disses tilstedeværelse er konstateret ud fra deres absorptionsspektre.

Over dette lag følger et tyndt lag med en tykkelse på omkring 2.000&nbsp;km, hvis spektrum domineres af emissions- og absorptionslinjer. Laget kaldes ''kromosfæren'' fra den græske rod ''chroma'', som betyder farve, fordi det er synligt som et farvet glimt ved begyndelsen og afslutningen af en total [[solformørkelse]]. Temperaturen i kromosfæren stiger gradvis med højden og når øverst op imod 100.000&nbsp;K.

Efter kromosfæren følger solens overgangsregion, hvor temperaturen stiger meget hurtigt fra ca.100.000&nbsp;K til koronatemperaturer tæt ved en million K. Stigningen skyldes en [[Fase (stof)|faseovergang]], hvor helium i regionen bliver fuldstændig ioniseret af de høje temperaturer. Overgangsregionen findes ikke i en veldefineret højde, men danner snarere et slør eller en "glorie" omkring kromosfæriske fænomener som [[spiculer]] og [[Protuberans|solfilamenter]], og den er i konstant, kaotisk bevægelse. Overgangsregionen er vanskelig at se fra Jordens overflade, men er let at observere fra [[ydre rum|rummet]] med instrumenter, som er følsomme for den mest ultraviolette del af spektret.

Koronaen er solens udvidede, ydre atmosfære, der har et langt større rumfang end solen selv. Den har en blød overgang til solvinden, som fylder hele solsystemet og heliosfæren. Den lave del af koronaen, som er forholdsvis tæt på soloverfladen, har en partikeltæthed i intervallet 10<sup>14</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup> – 10<sup>16</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>. (Hvor værdien for jordatmosfæren til sammenligning har en værdi på ca. 2×10<sup>25</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>). Koronaens temperatur er adskillige millioner grader kelvin, og selv om der endnu ikke findes en komplet teori, som forklarer denne høje værdi, vides noget af varmen at stamme fra [[magnetisk rekonnektion]].

Heliosfæren strækker sig fra ca. 20 solradier (0,1&nbsp;AU) til solsystemets yderste grænser. Dens indre afgrænsning defineres som det lag, i hvilket solvindens strømning bliver ''superalfvénisk'', hvormed menes, at strømningen sker hurtigere end farten af [[Alfvén-bølge]]r. Turbulens og dynamiske kræfter uden for denne grænse kan ikke påvirke formen af solkoronaen indenfor, eftersom information herom kun kan udbredes med Alfvén-bølgers fart. Solvinden breder sig uafbrudt udad gennem heliosfæren, og giver samtidig solens [[magnetfelt]] [[Parker-spiral|spiralform]], indtil den møder heliopausen mere end 50 AU fra solen. I december 2004 passerede [[rumsonde]]n ''[[Voyager 1]]'' gennem en chokfront, som menes at være en del af heliopausen. Begge Voyager-sonder har registreret højere niveauer af energirige partikler, når de nærmede sig grænsen.<ref name=spaceweb/>

== Solcyklus ==
{{uddybende|Solplet}}
=== Solpletter og solpletcyclus ===
[[Fil:Solar-cycle-data.png|thumb|right|Målte variationer i solens cyklus de sidste 30 år]]
[[Fil:Sunspot-number.png|thumb|right|Antallet af observerede solpletter (månedligt gennemsnit) i de sidste 250 år. Den omtrentlige 11-års periode fremgår tydeligt af figuren]]
Når solen ses gennem et passende filter, er dens solpletter et af dens umiddelbart synlige træk. Det er tydeligt afgrænsede områder på overfladen, som viser sig mørkere end deres omgivelser på grund af lavere temperatur. Solpletter er områder, hvor intens magnetisk aktivitet med stærke magnetfelter forhindrer konvektionen og derved reducerer energitransporten fra det varme indre til overfladen. Det magnetiske felt forårsager stærk opvarmning i koronaen og danner aktive regioner, som er udgangspunkt for intense soludbrud og [[koronamasseudstødelse|udstødelse af koronamasse]]. De største solpletter kan være titusindvis af kilometer i tværsnit.

Antallet af solpletter, som er synlige på solen, er ikke konstant, men varierer over en omtrent 11-årig [[Solens cyklus|periode]]. Ved et typisk solminimum ses kun få solpletter og af og til slet ingen. De, som ses, viser sig ved høje breddegrader på solen. I løbet af den typiske solpletperiode øges antallet, og de optræder nærmere ved solens ækvator, et fænomen som er beskrevet ved [[Spörers lov]]. Solpletter forekommer sædvanligvis parvis med modsat magnetisk polaritet. Polariteten af den mest fremtrædende solplet skifter for hver solpletperiode, så den vil være en magnetisk nordpol i den ene periode og en magnetisk sydpol i den næste.

Solens cyklus har stor indflydelse på [[rumvejr]]et og en mærkbar indvirkning på Jordens klima. Der er tendens til, at solpletminima er [[korrelation|korrelleret]] med lavere temperaturer på Jorden, og tilsvarende at perioder med varighed over gennemsnittet korrelerer med højere temperaturer. Det debatteres, om denne korrelation også betyder en årsagssammenhæng. I det [[17. århundrede]] ser cyklussen ud til helt at være stoppet, så der er observeret meget få solpletter i denne periode. Perioden kendes som [[Maunder minimum]] eller [[den lille istid]], hvor Europa oplevede meget lave temperaturer.<ref name=lean/> Endnu tidligere minimumsperioder er fundet ved analyse af [[årring]]e og lader også til at have faldet sammen med globale temperaturer under gennemsnittet. Også danske solforskere er nu enige om at ændringer i solaktivitet ikke har bidraget til den globale opvarmning i det mindste siden ca. 1980.<ref>Ramskov 2012: Enige forskere: Solen kan ikke forklare klodens hedetur. Ing.dk.

☀http://ing.dk/artikel/enige-forskere-solen-kan-ikke-forklare-klodens-hedetur-127940
</ref>

=== Mulig langvarig cyklus ===
En nylig teori hævder, at der er magnetisk ustabilitet i solens kerne, som bevirker svingninger i perioder på 41.000 eller 100.000 år. Disse kunne give en bedre forklaring på Jordens [[istid]]er end den, der fås ved at se på den teori, som kaldes [[Milanković-cykler]]. Som mange andre teorier i [[astrofysik]]ken kan den nye teori ikke testes direkte.<ref name=ehrlich/><ref name=scientist/>

== Teoretiske problemer ==
=== Koronatemperaturen ===
Fotosfæren vides at have en temperatur omkring 6.000 K, mens koronaen ovenover har en temperatur på 1.000.000&nbsp;K. Denne høje temperatur viser, at koronaen varmes op af noget andet end direkte varmeledning fra fotosfæren.

Det menes, at den nødvendige energi til opvarmning af koronaen stammer fra turbulent bevægelse i konvektionszonen under fotosfæren, og der er foreslået to hovedmekanismer til forklaring af, hvordan den kan føre til koronaopvarmning. Den første er opvarmning via bølger, hvor der opstår lydbølger, [[tyngdebølge]]r og magnetohydrodynamiske bølger ved turbulensen i konvektionszonen. Disse vil udbrede sig opad og spredes i koronaen, idet de afgiver deres energi til den omgivende gas i form af varme. Den anden mekanisme er opvarmning fra magnetiske felter, hvor magnetisk energi uafbrudt opbygges af bevægelser i fotosfæren og frigives ved magnetisk rekonnektion i form af store soludbrud og myriader af lignende, men mindre fænomener.<ref name=alfven/>

For nærværende er det uklart, om bølger er en effektiv mekanisme til opvarmning. Det er konstateret, at alle bølger med undtagelse af Alfvénbølger spredes eller brydes, før de når koronaen.<ref name=sturrock/> Yderligere spredes Alfvénbølger ikke let i koronaen. Forskningens fokus er derfor nu rettet mod opvarmningsmekanismer i forbindelse med soludbrud, og en mulig forklaring kan ligge i mange vedvarende udbrud på lille skala,<ref name=parker2/> men spørgsmålet undersøges stadig.

=== Solens svagtlysende periode ===
{{Uddybende|Den svage sols paradoks}}
Teoretiske modeller for solens udvikling antyder, at solen i den [[Arkæikum|arkæiske]] periode for fra 3,8 til 2,5 milliarder år siden kun lyste med 70% af sin nuværende styrke. En så svag stjerne ville ikke have været i stand til at sørge for, at vandet på jorden var flydende, og livet skulle derfor ikke have kunnet udvikle sig. De [[geologi]]ske kendsgerninger viser imidlertid, at Jorden har haft en temmelig konstant temperatur gennem hele sin eksistens, og at den unge jord i virkeligheden var noget varmere end nu. Konsensus blandt videnskabsmænd omkring dette er, at atmosfæren dengang indeholdt langt større mængder [[drivhusgas]]ser (som [[kuldioxid]], [[metan]] og/eller [[ammoniak]]) end nu, og at de tilbageholdt nok varme til mere end at kompensere for den mindre mængde solenergi, som nåede planeten.<ref name=kasting/>

== Magnetfelt ==
[[Fil:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|right|Det heliosfæriske strømtæppe strækker sig ud til de yderste egne af Solsystemet og forårsages af indflydelsen fra Solens roterende magnetfelt på plasmaet i det [[interplanetart medium|interplanetare medium]].<ref name=stanford/>]]
Solen er en magnetisk aktiv stjerne. Den skaber et stærkt og skiftende [[magnetfelt]], som varierer fra år til år og skifter retning omkring hvert ellevte år omkring solpletmaksimum.<ref name=zirker2002-119/> Nasa har offentliggjort en video af en magnetfeltsvending.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=B4UtVo7-yJA NASA: The Sun Reverses its Magnetic Poles]</ref> Dette magnetfelt har mange virkninger, som under et betegnes [[solaktivitet]], og som omfatter solpletterne på Solens overflade, soludbrud og variationer i [[solvind]]en, som fører materiale gennem Solsystemet.<ref name=zirker2002/> Solaktivitetens virkninger på Jorden omfatter bl.a. [[Polarlys|aurora]] på fra moderate til høje breddegrader og forstyrrelse af radiokommunikation og [[strømforsyning]]. Solaktivitet menes at have spillet en rolle i [[Solsystemets dannelse og udvikling]], og den ændrer strukturen af Jordens [[ionosfære|ydre atmosfære]].<ref name=phillips1995/>

Alt stof på solen findes i form af [[gas]] og plasma på grund af dens høje temperatur. Derfor kan solen have differentiel rotation med forskellig hastighed ved forskellige breddegrader, og det bevirker, at dens magnetfeltlinjer bliver snoet sammen og danner [[Korona løkke|magnetiske feltløkker]], der bryder frem fra solens overflade og udløser de dramatiske dannelser omkring solpletter og protuberanser ved magnetisk rekonnektion. Disse gentagne snoninger skaber [[soldynamo]]en og en 11-årig solpletcyklus med magnetisk aktivitet, når solens magnetiske felt skifter retning omkring hvert ellevte år.<ref name=CNN/><ref name=nasa2/>

Solens magnetfelt rækker langt ud over Solen selv. Plasmaet i den magnetiserede solvind fører magnetfeltet ud i rummet og danner det såkaldte [[interplanetart magnetfelt|interplanetare magnetfelt]].<ref name=russell2001/> Eftersom plasmaet kun kan bevæge sig langs de [[magnetisk feltlinje|magnetiske feltlinjer]], strækker det interplanetare magnetfelt sig oprindeligt radialt væk fra Solen. Da felterne over og under Solens ækvator har modsat polaritet, findes der i Solens ækvatorplan et tyndt lag, som kaldes det [[heliosfærisk strømtæppe|heliosfæriske strømtæppe]].<ref name=russell2001/> På større afstande snor Solens rotation magnetfeltet og strømtæppet til en spirallignende struktur, som kaldes [[Parker-spiral]]en.<ref name=russell2001/> Det interplanetare magnetfelt er meget stærkere end den [[dipol]]e komponent af Solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt, som er på 50–400&nbsp;[[tesla|μT]] (i fotosfæren) aftager med tredje potens af afstanden til en værdi omkring 0,1&nbsp;nT, når det måles i Jordens bane. Derimod viser observationer foretaget af rumfartøjer, at det interplanetare felt i Jordens bane er omkring 100&nbsp;gange kraftigere, nemlig omkring 5&nbsp;nT.<ref name=wang2003/>

== Historisk oversigt ==
=== Kulturhistorisk oversigt ===
[[Fil:Solvogn.jpg|thumb|left|''[[Solvognen]] fra Trundholm'', trukket af en hest, illustrerer solen som et vigtigt element i [[nordisk mytologi]] fra [[bronzealder]]en]]
I menneskehedens mest fundamentale forståelse er solen en lysende skive på himlen, hvis tilsynekomst over [[Horisont (geografi)|horisonten]] forårsager [[dag]], og hvis fravær betyder [[nat]]. Den er det centrale himmellegeme, hvoraf [[liv]]et på Jorden afhænger, hvilket man fra de tidligste tider har været sig bevidst.

Solens regelmæssige daglige og årlige tilbagekomst blev ængsteligt afventet og besværget med [[Solkult|kultiske]] og [[magi]]ske [[ritual]]er. Særligt har solformørkelser udløst bestyrtelse og frygt. I [[Menneskets urhistorie og forhistorie|oldtidens]] [[Kina]], hvor solen var symbol for østen, forår, mandighed ([[Yin og yang|Yang]]) og fødsel foruden for [[kejser]]en, troede man, at en [[Drage (kinesisk)|drage]] ville sluge solen og forsøgte med stor larm at få uhyret til at give den fri igen.

I mange forhistoriske og forsvundne kulturer ansås solen for at være en [[solgud|guddom]] eller et andet [[overnaturlig]]t fænomen, og tilbedelse af solen indtog en central rolle i livet. For [[sumer]]erne legemliggjorde solen [[solgud]]en [[Utu]], og i [[Babylonien]] og [[Fønikerne|Fønikien]] var det guden [[Shamash]], som hver morgen betrådte himlen og ikke længere skjulte sine stråler. I [[det gamle Egypten]] blev [[Ra]] (også Re eller Re-Atum) æret som solgud. [[Farao]] [[Akhenaton]] gjorde senere [[Aton (gud)|Aton]], som var den personificerede solskive, til [[Monoteisme|eneste gud]] og afskaffede alle andre egyptiske guder. I det nuværende [[Mexico]] æredes solguden [[Tonatiuh]] af [[azteker]]ne og hos [[maya]]erne var [[Itzamná]] hovedgud, som [[Inti]] var det hos [[Inkariget|inkaerne]] i [[Sydamerika]]. [[Persien|Perserne]] dyrkede [[Mitra]], og [[Oldtidens Grækenland|grækerne]] mente, at [[Titan (mytologi)|titaniden]] [[Helios]] flyttede Solen rundt på himlen.

Man drog meget tidligt nytte af viden om de fundamentale perioder dag og år. Solen er det naturlige [[Ur]] for mennesket og betragtning af solen (og andre himmellegemer) og bestemmelse af banepunkter som [[jævndøgn]], sommer- og vintersolhverv førte sammen med årstidernes skiften til udviklingen af [[kalender]]e, hvilket i de fleste kulturer især blev af stor betydning efter opfindelsen af [[Landbrug|agerbruget]]. Herved kunne vigtige årstidsafhængige begivenheder som f.eks. [[Nilen]]s årlige oversvømmelser og det gunstigste tidspunkt for såning bestemmes forud, og ved [[søfart|færden på havet]] kunne man tage hensyn til farlige, sæsonbestemte stormperioder. Meget senere, da sejladserne gik over åbent hav, benyttedes solens højde på himlen til [[navigation]], fordi den fastlægger breddegraden.

Mange forhistoriske monumenter og kultsteder blev opført med henblik på betragtning og udnyttelse af solfænomener. Det gælder f.eks. [[megalit|stenmegalitter]], som nøjagtigt markerer [[solhverv|sommersolhverv]]. Nogle af de mest fremtrædende megalitter findes i [[Nabta Playa]] i Egypten og ved [[Stonehenge]] i [[England]]. I Stonehenge står solen ved sommersolhverv op lige over en bestemt sten, og solstrålerne kan på den dag lyse ind i anlæggets indre. Tilsvarende er [[pyramide]]n [[El Castillo i Chichen Itza|El Castillo]] i [[Chichen Itza]] i Mexico bygget, så der ved en skyggevirkning tilsyneladende ses [[slange]]r sno sig op ad pyramiden ved de to solhverv.

[[Fil:Nebra Scheibe.jpg|thumb|[[Himmelskiven fra Nebra]]]]

Fra [[bronzealder]]en i [[Tyskland]] er [[himmelskiven fra Nebra]] bevaret og synes ligeledes at være et instrument til betragtning af himlen. Dens forgyldte kanter skal muligvis tydes som ''soljoller'', der er et religiøst symbol. Fra samme tid stammer også [[solvognen]] fra Trundholm, hvis skive tydes som et solsymbol med en dag- og natside. I den [[nordisk mytologi|nordiske mytologis]] [[skabelsen (nordisk mytologi)|skabelsesberetning]] skabte guderne solen af en glød fra [[Muspelheim]] og lagde den i en vogn. Gudinden ''Sol'' kører hurtigt denne vogn over himlen, trukket af hestene [[Árvakr og Alsviðr]], fordi spandet er forfulgt af en [[jætte]] i skikkelse af [[ulv]]en [[Skoll]]. Ved verdens undergang ([[Ragnarok]]) vil ulven opsluge solen.

Også i [[antikken]]s [[Grækenland]] dyrkede man solguden. Det var [[Helios]], som dagligt kørte over firmamentet med sin solvogn. Helios svarede ret nøje til [[rom]]ernes uovervindelige Gud [[Sol Invictus]], hvis kult var vidt udbredt i [[Romerriget|Det romerske kejserrige]]. Fra antikken har [[astrologi]]en overtaget solen som symbol på vitalitet.

I det antikke Grækenland fremkom også de første overvejelser om solen som et fysisk objekt, begyndende med [[Xenofanes]], der mente, at solen var en brændende uddunstning eller sky. Hvor naiv denne beskrivelse end lyder nu, betød den dog et afgørende [[kulturhistorie|kulturhistorisk]] skridt, for at se solen som et naturligt objekt modsagde fundamentalt den tidligere opfattelse af solen som en gudelig entitet. Ud fra disse tanker kritiserede Xenofanes da også Grækenlands menneskeliggjorte guder. (''Hvis heste havde guder, ville disse ligne heste'')<ref name=gottwein/> og pegede frem mod en monoteisme, der ikke som hos faraonerne havde solen som Gud. Xenofanes' opfattelse slog imidlertid ikke igennem hos alle tænkere, og mange senere religiøse og [[filosofi]]ske skoler faldt tilbage til de tidligere, mytiske forklaringer som det også fremgår af, at [[Sokrates]] blev dødsdømt for [[Blasfemi|gudsbespottelse]] 200 år senere. Desuden påvirkedes folketroen i Grækenland nok slet ikke af disse overvejelser.

I forhold til [[fiksstjerne]]rne synes solen, når den ses fra Jorden, at bevæge sig langs [[ekliptika]] og gennem [[dyrekreds]]en (zodiac) en gang om året, og senere græske astronomer anså den for at være en af de syv planeter (græsk: ''Planetes'' = "vandrere"), efter hvilke de syv [[uge]]dage har fået deres navne i en del sprog.

Det antikke verdensbillede gik i almindelighed ud fra, at Jorden var universets midtpunkt, og at solen, [[månen]] og planeterne bevægede sig i nøjagtige [[cirkel]]baner om den. Denne flere hundrede år gamle opfattelse, som til sidst blev sammenfattet af [[Ptolemæus]] i hans værk ''[[Almagest]]'' fra omkring år 150, og som senere støttedes af [[Aristoteles]], holdt sig i endnu mindst 1.300 år. Den forsvaredes i særdeleshed af den [[kristendom|kristne]] kirke, så meget mere som det også af [[Bibelen]] lader til at fremgå, at solen bevæger sig. Modellen med den ubevægede jord udviste dog i tidens løb flere og flere svagheder, efterhånden som opfindelser og bedre observationer var til rådighed. Bl.a. kunne planeternes bevægelser kun forklares ved komplicerede hjælpekonstruktioner som [[epicykel|epicykler]].

[[Aristarchos]] fra Samos havde i 2. århundrede f.Kr. forgæves postuleret, at solen var verdens centrum. Først mere end 1.500 år senere blev tanken taget op igen af lærde som [[Nikolaus von Kues]] og [[Regiomontanus]] og viderebearbejdet af [[Nicolaus Kopernikus]] og senere astronomer og videnskabsmænd, til at begynde med som rene "regnemodeller". Da disse begyndte at blive omsat til et reelt verdensbillede, vendte kirken sig imidlertid afgørende mod sådanne tanker, og videnskabsmænd som [[Giordano Bruno]], der hævdede, at universet var uendeligt i udstrækning med et uendeligt antal sole og mange planeter, blev [[dødsstraf|brændt på bålet]] i år 1600, mens [[Galileo Galilei|Galilei]], der var nået til overbevisning om en central sol, blev forfulgt af [[inkvisition]]en.

Ved fortsatte observationer, nøjagtige bestemmelser af [[Keplers love|planeternes baner]], brug af det nyopdagede teleskop og opdagelsen af [[himmelmekanik]]kens sætninger, indtog det nugældende (modificerede) heliocentriske verdensbillede sin plads.

Yderligere fremskridt i astronomien viste sluttelig, at heller ikke solen indtager nogen særlig eller fremtrædende plads i universet, men er en stjerne mellem milliarder og atter millarder af andre stjerner.

=== Videnskabelig udforskning ===
;Tidlige teorier
En af de første, der fremkom med en videnskabelig forklaring af solen, var [[antikken]]s græske [[Filosofi|filosof]] [[Anaxagoras]], der påstod, at den var en gigantisk, flammende metalkugle, som endog var større end [[Peloponnes]], og altså ikke var Helios´ stridsvogn<ref>Eiliv Skard: ''Filosofien i oldtiden'' (s. 34), forlaget Aschehoug, Oslo 1972, {{ISBN|82-03-00680-9}}</ref>. For udbredelse af dette [[kætteri]] blev han fængslet af myndighederne og [[dødsstraf|dømt til døden]] (men senere løsladt efter indgriben af [[Perikles]]). [[Eratosthenes]] kan have været den første til præcist at beregne afstanden fra Jorden til solen, idet han i det [[3. århundrede f.Kr.]] beregnede den til 149 millioner kilometer, samme størrelsesorden som det i dag accepterede tal.<ref>> {{cite journal |url = https://www.wired.com/science/discoveries/news/2008/06/dayintech_0619 |title = June 19, 240 B.C.: The Earth Is Round, and It's This Big |first=Randy |last=Alfred |journal=Wired |date=19. juni 2008 |access-date=2013-06-22 }}</ref>

Som nævnt var den teori, at solen er det centrum, hvorom planeterne bevæger sig, allerede fremsat i antikken af Aristarchos, men var i øvrigt bl.a. også gængs blandt de sydamerikanske indianerne (se [[heliocentrisk]]). Efter at denne tanke blev taget op igen i Europa i 1400-tallet, var det først Kopernicus, der i det [[16. århundrede]] med værket ''[[De Revolutionibus Orbium Coelestium]]'' (''Om de himmelske sfærers omdrejning'') forsøgte at give den matematisk grundlag, hvilket dog i sidste ende ikke lykkedes ham. Hans værk banede imidlertid vejen for videre udforskning og lagde fundamentet til det [[Kopernikanske system|kopernikanske verdensbillede]].

;Teleskopet og resultater derefter
Efter opfindelsen af teleskopet foretog [[Thomas Harriot]], Galilei og andre astronomer i begyndelsen af det 17. århundrede detaljerede observationer af solpletter. Galileo foretog nogle af de første og hævdede, at pletterne befandt sig på solens overflade og derfor ikke var små objekter, som passerede mellem Jorden og solen.<ref name=galileo/> [[Johann Fabricius]] beskrev dem som den første i 1611 i en videnskabelig afhandling, hvori han korrekt henførte deres vandring over solskiven til solens egenrotation.

[[Fil:FraunhoferLinesDiagram.jpg|thumb|left|Solens spektrum, der viser tusindvis af absorptionslinjer (Fraunhofer-linjer).]]
I 1619 postulerede [[Johannes Kepler]] eksistensen af en solvind på grundlag af den kendsgerning, at [[komet]]ers hale altid er rettet væk fra solen. Afstanden til [[Mars (planet)|Mars]] blev bestemt af [[Giovanni Cassini]] og [[Jean Richer]] i 1672, og de blev derved i stand til at beregne afstanden til solen. [[Isaac Newton]] analyserede solens lys ved hjælp af et [[optisk prisme|prisme]] og viste, at det var sammensat af lys af mange farver.<ref name=bbc/>

Allerede 1775 formodede Christian Horrobow, at antallet af solpletter ændres periodisk og [[William Herschel]] opdagede i 1800 den [[infrarød stråling|infrarøde stråling]] udenfor den røde del af solspektret.<ref name=caltech/> 1802 påviste [[William Hyde Wollaston]] de mørke absorptionslinjer i solspektret og [[Joseph von Fraunhofer]] undersøgte dem fra 1814 systematisk, hvorfor de tydeligste stadig ofte kaldes ''Fraunhoferlinjer''.
1843 publicerede [[Samuel Heinrich Schwabe]] sin opdagelse af solpletaktivitetens cyklus, og [[George Hale]] udviklede [[spektroheliograf]]en i 1889. [[Henry Augustus Rowland]] færdiggjorde i 1897 et [[Atlas (kartografi)|atlas]] over solspektret med samtlige spektrallinjer, og i 1908 opdagede George Ellery Hale, at spektrallinjerne i solpletområderne var opspaltet som følge af magnetiske kræfter, den såkaldte [[Normal Zeeman-effekt|Zeeman-effekt]].

At solen udstråler [[radiobølger]] blev klarlagt i 1942, og i 1949 påviste [[Herbert Friedman]] den solare røntgenstråling. Svingningerne i fotosfæren blev konstateret i 1960 og førte til helioseismologien, som undersøger solens egensvingninger for at klarlægge processerne i dens indre.

Der er i tidens løb bygget specielle [[Observatorium|solobservatorier]], ligesom der er indrettet enorme underjordiske [[detektor (sensor)|detektorer]] til undersøgelse af neutrinoudsendelse fra solen. Detektoren [[Super-Kamiokande]] fandt for første gang neutrinooscillation i 1998.

;Teoretiske arbejder
I begyndelsen af den moderne videnskabelige æra var kilden til solens energi en betydelig gåde. [[William Thomson|Lord Kelvin]] foreslog, at solen kunne være et langsomt afkølende, flydende legeme, som udstrålede varme fra et indre lager.<ref name=thomson/> Senere foreslog Kelvin og [[Hermann von Helmholtz]] den såkaldte [[Kelvin-Helmholtz mekanisme]] som forklaring på energioutputtet. Uheldigvis var deres estimat af solens alder kun 20 millioner år, meget kortere end det tidsrum på flere milliarder år, som fremgik af [[geologi]]ske undersøgelser. Joseph Lockyer, som opdagede helium i solens spektrum, fremsatte i 1890 en meteor-hypotese om solens dannelse og udvikling.<ref name=lockyer2/>

En løsning baseret på kendte kendsgerninger fremkom ikke før 1904, hvor [[Ernest Rutherford]] foreslog, at solens energiudsendelse kunne opretholdes ved hjælp af en intern varmekilde, og at denne kunne være [[radioaktivitet|radioaktivt henfald]].<ref name=darden/> Det blev imidlertid [[Albert Einstein]], som kunne give det afgørende spor i søgningen efter kilden til solens energiudsendelse med sin ligning for ækvivalensen mellem masse og energi: [[E=mc²|''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''²]].

I 1920 foreslog [[Arthur Stanley Eddington|Arthur Eddington]], at trykket og temperaturen i solens kerne kunne fremkalde en kernefusionsreaktion, hvor protoner samledes til heliumkerner og producerede energi ved nettoændringen i masse.<ref name=esa/> Overvægten af brint i Solen blev bekræftet i 1925 af [[Cecilia Payne-Gaposchkin]] hjælp af ionisering teori udviklet af [[Meghnad Saha]], en indisk fysiker. Dette teoretiske koncept videreudvikledes i 1930'erne af astrofysikerne [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] og [[Hans Albrecht Bethe|Hans Bethe]]. Hans Bethe beregnede detaljerne i de to vigtigste energiproducerende kernereaktioner, som holder solen i gang.<ref name=bethe/><ref name=bethe2/>

En afhandling, som både fuldstændiggjorde dette og pegede fremad mod den nuværende astrofysik, publiceredes i 1957 af [[Margaret Burbidge]] med titlen "Synthesis of the Elements in Stars" (''Stjerners grundstofsyntese'').<ref name=burbidge/> Afhandlingen viste overbevisende, at flertallet af grundstofferne i universet er dannet ved [[stjernenukleosyntese|nukleosyntese]], som er foregået ved kernereaktioner inde i stjerner, hvoraf nogle var lig solen. Denne erkendelse udgør stadig en af videnskabens store bedrifter.

;Udforskning fra rummet
I nyeste tid er der opnået mange nye resultater ved målinger fra rummet, hvorfra det er muligt at undersøge [[bølgelængde]]r, som ellers absorberes i jordens atmosfære. Det er først sket fra [[satellit]]ter i jordomløb, men det er også med [[rumsonde]]r forsøgt at komme solen nærmere, hvilket de høje temperaturer og den intensive stråling gør til en teknisk udfordring.

De første satellitter til observation af solen opsendtes mellem 1959 og 1968. Det var [[NASA]]'s [[Pioneer-programmet|Pioneer]] 5, 6, 7, 8 og 9, som kredsede om solen i næsten samme afstand som jorden og foretog de første detaljerede målinger af solvinden og solens magnetfelt. Pioneer 9 var virksom særlig længe og sendte data helt til 1987.<ref name=astronautix/>

I 1970'erne fik videnskabsmændene vigtige nye data om solvinden og solens korona fra [[Helios sonder|Helios 1]]-sonden og fra [[Apolloteleskopet]] på [[Skylab]]. Apolloteleskopet styredes af astronauterne på Skylab, og det foretog de første [[tidsserie]]-observationer af solens overgangsregion og af ultraviolet stråling fra koronaen. Opdagelserne var bl.a. de første observationer af koronamasseudstødelse og af "huller" i koronaen, som nu vides at hænge nøje sammen med solvinden.
[[Fil:Smm.jpg|upright|thumb|SMM-satellitten]]
[[Solar Maximum Mission]] (SMM) opsendtes af NASA i 1980 med det formål at undersøge gamma-, røntgen- og UV-stråling fra soludbrud. Den brød ned efter få måneder, men blev repareret i 1984 ved et besøg af [[rumfærge]]n [[Challenger (rumfærge)|Challenger]] og var derefter virksom til juni 1989.<ref name=cyr/>

Rumsonden [[Ulysses (rumsonde)|Ulysses]] i [[1990]] skulle benyttes til første observation af solens poler, hvilket kræver en baneændring på 90° for at komme ud af planeternes baneplan. Det opnåedes ved at lade sonden flyve forbi kæmpeplaneten [[Jupiter (planet)|Jupiter]], en såkaldt [[gravity assist]]-forbiflyvning. Den lykkedes, og Ulysses blev derved den hidtil eneste rumsonde, som har forladt ekliptikas plan.<ref name=rumfart/> Den har to gange overfløjet begge solens poler og har fundet, at solvinden fra høje bredder bevæger sig med omkring 750&nbsp;km/s (langsommere end forventet), og at der fra disse breddegrader udgår store magnetiske bølger, som spreder galaksens [[kosmisk stråling|kosmiske stråling]].<ref name=nasa/>
[[Fil:Artist picture-Ulysses after deployment.jpg|left|thumb|Ulysses starter mod Jupiter efter at være opsendt med rumfærgen]]
Den [[japan]]ske [[Yohkoh]] (''solstråle'') satellit opsendtes 1991 og observerede soludbrud på røntgenbølgelængder. Den gik i stand-by tilstand som følge af en solformørkelse i 2001, hvor den mistede sin fastlåsning af retningen til solen.<ref name=jaxa/>

En de hidtil vigtigste solobservationsmissioner har været [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]], der er et fælles projekt mellem [[ESA|European Space Agency]] og NASA. Den har nu ([[2007]]) fungeret i over ti år og været vigtig nok til, at en opfølgning, [[Solar Dynamics Observatory]], planlægges opsendt i 2008. SOHO er stationeret i [[lagrange-punkt]] L1 og giver daglige optagelser af solen ved mange bølgelængder og bidrager til forudsigelse af soludbrud. I tilgift har den opdaget et stort antal kometer, hvoraf de fleste dog er små og udslettes ved passage af solen.<ref name=sungrazer/>

I 2001 startede [[Genesis (rumsonde)|Genesis]] for at indsamle solmateriale fra rummet. Sonden returnerede til Jorden i 2004, men knustes, da en [[faldskærm]] ikke foldede sig ud. Nogle brugbare prøver har dog kunnet reddes og er ved at blive undersøgt.

De to [[STEREO (rumsonde)|STEREO]]-sonder opsendtes i oktober 2006 og stationeredes i henholdsvis lagrange-punkt L4 og L5 med henblik på at tage [[Dimension|tredimensionale]] billeder af solen og dens fænomener.

== Solobservation og øjenskader ==

Sollys er meget skarpt, og at se direkte på solen med det blotte øje selv i korte perioder er potentielt farligt. Lyset vil påvirke [[nethinde]]n med omkring 4&nbsp;milliwatt, som vil opvarme den let og kunne forårsage permanente skader i form af blindhed eller blinde pletter i synsfeltet. Eftersom der ikke er nogen følelse af smerte, bliver man ikke umiddelbart opmærksom på, at synet er ved at blive ødelagt.

Delvise solformørkelser udgør en særlig risiko, fordi øjets [[pupil]] ikke er tilpasset den usædvanligt høje kontrast, og fordi den udvider sig i forhold til den samlede mængde lys og ''ikke'' i forhold til det klareste objekt i synsfeltet. Det meste af sollyset vil være blokeret af [[månen|måneskiven]], men fotosfærens udækkede dele har samme klarhed som på en normal dag. I det dæmpede tusmørke vil pupillen udvide sig fra ~2&nbsp;mm til ~6&nbsp;mm og hver celle i nethinden modtage ca. 10 gange så meget lys som ved at se på en uformørket sol.<ref name=espenak/>

At betragte solen gennem lyskoncentrerende [[optik]] som f.eks. en [[kikkert]] er naturligvis endnu farligere, medmindre der benyttes et korrekt filter til at dæmpe lyset. Uafskærmede kikkerter kan sende over 500 gange så megen energi til nethinden som ved brug af det blotte øje, hvilket vil dræbe nethindens [[celle (biologi)|celler]] næsten øjeblikkeligt. (Selvom effekten per arealenhed af billedet på nethinden er den samme, kan varmen ikke føres væk hurtigt nok, fordi billedet er større). Selv et ganske kort kig på middagssolen gennem en uafskærmet kikkert kan give permanent blindhed.<ref name=marsh/>

Filtre til brug for iagttagelse af solen skal være specielt beregnet til formålet. Utilstrækkelige filtre lader f.eks. skadelige UV- eller IR-stråler passere. Filtre til teleskoper eller kikkerter skal sættes på [[Objektiv (linse)|objektivet]] eller [[blænde]]n og ALDRIG på [[okular]]et, fordi okularfiltre pludselig kan revne eller ødelægges af varmen fra absorberet lys.

En sikker måde at betragte solen på er at projicere et billede af den på en skærm ved hjælp af et lille refraktionsteleskop (eller kikkert) og okular uden sammenlimede dele. Andre teleskoptyper kan ødelægges ved sådan brug.

== Se også ==
* [[Antisolpunkt]]
* [[Solformørkelse]], [[Måneformørkelse]], [[Venuspassage]], [[Merkurpassage]]
* [[Pyrheliometer]], [[Heliograf (måleinstrument)|Heliograf]]

== Kilder ==
=== Referencer ===
{{reflist|3|refs=

<ref name=nssdc>
{{en sprog}}
[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html NASA's "Fakta om solen"]</ref>

<ref name=dmi>{{Cite web |url=http://www.dmi.dk/dmi/index/viden/solpaavirkning.htm |title=DMI's hjemmeside om solens klimapåvirkning |access-date=29. juli 2007 |archive-date=30. juni 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070630004259/http://www.dmi.dk/dmi/index/viden/solpaavirkning.htm |url-status=dead }}</ref>

<ref name=dmi2>{{Cite web |url=http://www.dmi.dk/dmi/index/viden/oceanografiske_emner-2/tidevandsbeskrivelse.htm |title=DMI's hjemmeside om tidevandet |access-date=29. juli 2007 |archive-date=10. august 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070810171356/http://www.dmi.dk/dmi/index/viden/oceanografiske_emner-2/tidevandsbeskrivelse.htm |url-status=dead }}</ref>

<ref name=falk>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Falk
|first1=S. W.
|last2=Lattmer
|first2=J. M.
|last3=Margolis
|first3=S. H.
|date=1977
|url=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html
|title=Are supernovae sources of presolar grains?
|journal=Nature
|volume=270
|pages=700-701}}</ref>

<ref name=than>
{{en sprog}}
{{Kilde nyheder 
|first=Ker 
|last=Than 
|title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single 
|publisher=SPACE.com 
|date=30. januar 2006 
|url=  http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html|access-date=2007-08-01 }}</ref>

<ref name=kerr>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Kerr
|first1=F. J.
|last2=Lynden-Bell
|first2=D.
|date=1986
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
|title=Review of galactic constants
|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|volume=221
|pages=1023-1038}}</ref>

<ref name=rundetaarn>{{Cite web |url=http://www.rundetaarn.dk/dansk/observatorium/nabostjerner.htm |title=Solens nabostjerner |access-date=29. juli 2007 |archive-date= 8. august 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070808153006/http://rundetaarn.dk/dansk/observatorium/nabostjerner.htm |url-status=dead }}</ref>

<ref name=barsh>{{en sprog}}
Barsh G.S., 2003, [http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702''What Controls Variation in Human Skin Color?''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210313184320/http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 |date=13. marts 2021 }}, [http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 PLoS Biology, v. 1, p. 19] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210313184320/http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 |date=13. marts 2021 }}</ref>

<ref name=bonanno>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Bonanno
|first1=A.
|last2=Schlattl
|first2=H.
|last3=Patern
|first3=L.
|date= 2002
|url=http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf
|title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (da:''Solens alder og de relativistiske korrektioner i EOS'')
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=390
|pages=1115-1118}}</ref>

<ref name=future-sun>
{{cite web
|author=Pogge, Richard W.
|date=1997
|url=http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html
|title=The Once & Future Sun
|format=lecture notes
|work=[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]
|access-date=2005-12-07
|archive-date=18. december 2005
|archive-url=https://web.archive.org/web/20051218084430/http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html
|url-status=dead
}} {{en sprog}}</ref>

<ref name=sackmann>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Sackmann
|first1=I.-Juliana
|last2=Boothroyd
|first2=Arnold I.
|last3=Kraemer
|first3=Kathleen E. 
|date=november 1993
|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1
|title=Our Sun. III. Present and Future
|journal=Astrophysical Journal
|volume=418
|pages=457}}</ref>

<ref name=godier>
{{cite journal
|last1=Godier
|first1=S.
|last2=Rozelot
|first2=J.-P.
|date=2000
|url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf
|title=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of solens subsurface
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=355
|pages=365-374
|access-date=29. juli 2007
|archive-date=10. maj 2011
|archive-url=https://web.archive.org/web/20110510022519/http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf
|url-status=dead
}} {{en sprog}}</ref>

<ref name=garcia>
{{en sprog}}
Garcia R. A. et al. "[http://www.sciencemag.org/cgi/content/short/316/5831/1591 Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core]", ''Science'', '''316''', 5831, 1591 – 1593 (2007)</ref>

<ref name=lewis>
{{en sprog}}
{{cite book
|last=Lewis
|first=Richard
|date=1983
|title=The Illustrated Encyclopedia of the Universe
|url=https://archive.org/details/illustratedencyc00lewi
|publisher=Harmony Books, New York
|pages=[https://archive.org/details/illustratedencyc00lewi/page/65 65]}}</ref> til så lidt som 17.000 år.

<ref name=badastronomy>
{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html
|first=Phil
|last=Plait
|publisher=Bad Astronomy
|title=Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core
|date=1997
|access-date=2006-03-22}}</ref>

<ref name=CNN>
{{Kilde nyheder |url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |title=CNN.com - Sci-Tech - Space - Sun flips magnetic field - 16. februar 2001 |publisher=Archives.cnn.com |date=2001-02-16 |access-date=2009-07-11 |archive-date=11. august 2013 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130811075014/http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |url-status=dead }} {{en sprog}}</ref>

<ref name=gibson>
{{en sprog}}
{{cite book
|last=Gibson
|first=Edward G.
|date=1973
|title=The Quiet Sun
|publisher=NASA}}</ref>

<ref name=shu>
{{en sprog}}
{{cite book
|last=Shu
|first=Frank H.
|date=1991
|title=The Physics of Astrophysics
|url=https://archive.org/details/physicsofastroph0000shuf
|publisher=University Science Books}}</ref>

<ref name=lockyer>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html
|title=Discovery of Helium
|access-date=2006-03-22
|archive-date= 7. november 2015
|archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043457/http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=spaceweb>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394
|title=The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass
|date=15. marts 2005
|author=European Space Agency
|access-date=2006-03-22
|archive-date=11. maj 2020
|archive-url=https://web.archive.org/web/20200511052656/http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=lean>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Lean
|first1=J.
|last2=Skumanich
|first2=A.
|last3=White
|first3=O.
|date=1992
|title=Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum
|journal=Geophysical Research Letters
|volume=19
|pages=1591-1594}}</ref>

<ref name=ehrlich>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Ehrlich
|first=Robert
|date=2007
|title=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change
|journal=Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics
|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701117}}</ref>

<ref name=scientist>
{{cite journal
|title=Sun's fickle heart may leave us cold
|journal=New Scientist
|volume=2588
|pages=12
|date=27. januar 2007
|url=http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html
|access-date=29. juli 2007
|archive-date= 6. september 2008
|archive-url=https://web.archive.org/web/20080906201132/http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html
|url-status=dead
}} {{en sprog}}</ref>

<ref name=alfven>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Alfvén
|first=H.
|date=1947
|title=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona
|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|volume=107
|pages=211}}</ref>

<ref name=sturrock>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Sturrock
|first1=P. A.
|last2=Uchida
|first2=Y.
|date=1981
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981ApJ...246..331S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
|title=Coronal heating by stochastic magnetic pumping
|journal=Astrophysical Journal
|volume=246
|pages=331}}</ref>

<ref name=parker2>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Parker
|first=E. N.
|date=1988
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...330..474P&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
|title=Nanoflares and the solar X-ray corona
|journal=Astrophysical Journal
|volume=330
|pages=474}}</ref>

<ref name=kasting>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last1=Kasting
|first1=J. F.
|last2=Ackerman
|first2=T. P.
|date=1986
|title=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere
|journal=Science
|volume=234
|pages=1383-1385}}</ref>

<ref name=gottwein>
{{de sprog}}[http://www.gottwein.de/Grie/vorsokr/VSXenoph02.php Førsokratisk filosofi]</ref>

<ref name=galileo>
{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml
|title=Galileo Galilei (1564 - 1642)
|publisher=BBC
|access-date=2006-03-22}}</ref>

<ref name=bbc>
{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml
|title=Sir Isaac Newton (1643 - 1727)
|publisher=BBC
|access-date=2006-03-22}}</ref>

<ref name=caltech>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html
|title=Herschel Discovers Infrared Light
|publisher=Cool Cosmos
|access-date=2006-03-22
|archive-date=25. februar 2012
|archive-url=https://web.archive.org/web/20120225094516/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=thomson>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Thomson
|first=Sir William
|title=On the Age of the Sun’s Heat
|journal=Macmillan's Magazine
|date=1862
|volume=5
|pages=288-293
|url=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html}}</ref>

<ref name=lockyer2>
{{en sprog}}
{{cite book
|last=Lockyer
|first=Joseph Norman
|title=The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems
|publisher=Macmillan and Co.
|location=London and New York
|date=1890
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890QB981.L78......}}</ref>

<ref name=darden>
{{en sprog}}
{{cite web
|last=Darden
|first=Lindley
|date=1998
|title=The Nature of Scientific Inquiry
|journal=Macmillan's Magazine
|url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/}}</ref>

<ref name=esa>
{{en sprog}}
{{cite web
|date=15. juni 2005
|title=Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington
|publisher=ESA Space Science
|url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html}}</ref>

<ref name=bethe>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Bethe
|first=H.
|date=1938
|title=On the Formation of Deuterons by Proton Combination
|url=https://archive.org/details/sim_physical-review_1938-11-15_54_10/page/n86
|journal=Physical Review
|volume=54
|pages=862-862}}</ref>

<ref name=bethe2>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Bethe
|first=H.
|date=1939
|title=Energy Production in Stars
|url=https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-03-01_55_5/page/n9
|journal=Physical Review
|volume=55
|pages=434-456}}</ref>

<ref name=burbidge>
{{en sprog}} 
{{cite journal
| author-first1 = E. Margaret | author-last1 = Burbidge | author-first2 = G. R. | author-last2 = Burbidge | author-first3 = William A. | author-last3 = Fowler | author-first4 = F. | author-last4 = Hoyle
|title=Synthesis of the Elements in Stars
|journal=Reviews of Modern Physics
|date=1957
|volume=29
|issue=4
|pages=547-650
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B}}</ref>

<ref name=astronautix>
{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm
|publisher=Encyclopedia Astronautica
|title=Pioneer 6-7-8-9-E
|access-date=2006-03-22}}</ref>

<ref name=cyr>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html
|title=Solar Maximum Mission Overview
|first1=Chris
|last1=St. Cyr
|last2=Burkepile
|first2=Joan
|access-date=2006-03-22
|date=1998
|archive-date= 5. april 2006
|archive-url=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=rumfart>{{cite web
|url=http://www.rumfart.dk/vis.asp?id=177
|title=Ulysses
|access-date=2007-07-29
|date=2003
|archive-date=13. august 2009
|archive-url=https://web.archive.org/web/20090813135819/http://www.rumfart.dk/vis.asp?id=177
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=nasa>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html
|title=Ulysses - Science - Primary Mission Results
|publisher=NASA
|access-date=2006-03-22
|archive-date= 6. januar 2006
|archive-url=https://web.archive.org/web/20060106150819/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=nasa2>{{en sprog}}
{{cite web 
|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm 
|title=The Sun Does a Flip 
|publisher=Science.nasa.gov 
|date=2001-02-15 
|access-date=2009-07-11 
|archive-date=12. maj 2009 
|archive-url=https://web.archive.org/web/20090512121817/http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm 
|url-status=dead 
}}</ref>

<ref name=jaxa>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html
|title=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere
|date=2005
|author=Japan Aerospace Exploration Agency
|access-date=2006-03-22
|archive-date=10. august 2013
|archive-url=https://web.archive.org/web/20130810150641/http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=sungrazer>{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/
|title=SOHO Comets
|access-date=2006-03-22
|archive-date=25. maj 2015
|archive-url=https://web.archive.org/web/20150525060147/http://sungrazer.nrl.navy.mil/
|url-status=dead
}}</ref>

<ref name=espenak>
{{cite web
|last=Espenak
|first=F.
|title=Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17
|url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html
|access-date=2006-03-22
|publisher=NASA
|archive-url=https://archive.today/20120716084105/http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html
|archive-date=16. juli 2012
|url-status=dead
}} {{en sprog}}</ref>

<ref name=marsh>
{{en sprog}}
{{cite journal
|last=Marsh
|first=J. C. D.
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
|title=Observing the Sun in Safety
|journal=J. Brit. Ast. Assoc.
|date=1982
|volume=92
|pages=6}}</ref>

<ref name=russell2001>
{{cite book|last=Russell|first=C.T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|date=2001|publisher=[[American Geophysical Union]]|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editor-last1=Song|editor-first1=Paul|editor-last2=Singer|editor-first2=Howard J.|editor-last3=Siscoe|editor-first3=George L.|isbn=978-0875909844|pages=73–88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=pdf|access-date=19. juni 2010|archive-date= 1. oktober 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20181001131951/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|url-status=dead}} {{en sprog}}</ref>

<ref name=stanford>
{{en sprog}}
{{cite web
|url=http://wso.stanford.edu/#MeanField
|title=The Mean Magnetic Field of the Sun
|publisher=Wilcox Solar Observatory
|date=2006
|access-date=2007-08-01}}</ref>

<ref name=wang2003>
{{en sprog}}
{{cite journal|last1=Wang|first1=Y.-M.|last2=Sheeley|first2=N.R.
|title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum
|date=2003|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1248–56
|doi=10.1086/375449|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1248W}}</ref>

<ref name=phillips1995>
{{cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.
|title=Guide to the Sun|date=1995
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|isbn=9780521397889|pages=14–15, 34–38}}</ref>

<ref name=zirker2002>
{{en sprog}}
Zirker, 2002, pp. 120–127</ref>

<ref name=zirker2002-119>
{{cite book|last=Zirker|first=Jack B.
|title=Journey from the Center of the Sun|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk|date=2002
|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=9780691057811|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 119]–120}}</ref>

}}

=== Litteratur ===
<div class="references-small">
* Thompson, M. J. (2004), ''Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior'', Astronomy & Geophysics, v. 45, p.&nbsp;4.21-4.25 {{en sprog}}
* T. J. White; M. A. Mainster; P. W. Wilson; and J. H. Tips, ''Chorioretinal temperature increases from solar observation'', Bulletin of Mathematical Biophysics 33, 1-17 (1971) {{en sprog}}
</div>

== Eksterne henvisninger ==
{{Søsterlinks
|emne=Solen
|commons=Sun
|wikt=solen
|quote=en:Sun
|books=Solsystemet}}
{{Portal|Astronomi}}
* [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/sol.html Solen] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20030412194517/http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/sol.html |date=12. april 2003 }}
* [http://www.tycho.dk/nyheder/solforklar.html Forklaring til væsentlige data om Solen] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20030415142627/http://www.tycho.dk/nyheder/solforklar.html |date=15. april 2003 }}
* [http://www.ing.dk/arkiv/010216/sol.html Ing.dk: Solens poler har skiftet plads]
* [http://solarscience.msfc.nasa.gov/ NASA/Marshall Solar Physics hjemmeside]
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun Solens profil] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110302050243/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun |date= 2. marts 2011 }} fra [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration]
* [https://archive.today/20120523184353/sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html NASAs hjemmeside om solformørkelser]
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html Aktuelle SOHO-billeder]
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory)] [http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/faq/sun.html OSS (FAQ)] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050306032255/http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/faq/sun.html |date= 6. marts 2005 }}
* [http://soi.stanford.edu/results/sounds.html Solar Sounds] fra [http://www.stanford.edu Stanford]
* [http://www.spaceweather.com Spaceweather.com]
* [http://scienceworld.wolfram.com/astronomy/Sun.html Eric Weisstein's World of Astronomy – Solen]
* [http://www.lmsal.com/YPOP/FilmFestival/index.html En samling film om solen]
* [http://www.solarphysics.kva.se/ The Institute for Solar Physics- Bevægelser af solpletter og spiculer] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/ |date=18. maj 2005 }}
* [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa Algoritme til beregning af solens position] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060208100353/http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ |date= 8. februar 2006 }} og {{PDFlink|[http://www.nrel.gov/docs/fy04osti/34302.pdf dokumentation]|85.9&nbsp;[[Kibibyte|KiB]]<!-- application/pdf, 88051 bytes -->}} fra [http://www.nrel.gov National Renewable Energy Laboratory]
* [http://www.mysolarsystem.com/sun.php MySolarSystem.com: Information om og billeder af solen] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070701170429/http://www.mysolarsystem.com/sun.php |date= 1. juli 2007 }}
* [http://www.nso.edu National Solar Observatory] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140408014721/http://www.nso.edu/ |date= 8. april 2014 }}
* [http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html Helioseismisk holografi af solens bagside] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090416165919/http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html |date=16. april 2009 }} fra [http://www.stanford.edu Stanford]
* [http://www.co-intelligence.org/newsletter/comparisons.html Illustration med sammenligning af solens størrelse i forhold til solsystemets planeter og til andre stjerner]
{{-}}
{{God}}
{{Indtalt artikel|Da-Solen.ogg|10. december 2008|45,18 mega}}
{{solen}}
{{Solsystem}}
{{Universet}}

{{autoritetsdata}}
{{Infoboks uden skabelon}}

[[Kategori:Solen| ]]
[[Kategori:Lyskilder]]