Redigerer Solen (avsnitt)

== Egenskaper ==
{{Utdypende artikkel|Solens dannelse og utvikling}}
[[Fil:Sun - August 1, 2010.jpg|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 (fysikk)|plasma]] som stiger fra overflaten og følger et [[magnetfelt]].{{Byline|[[Solar Dynamics Observatory]]|1. august 2010}}]]
[[Fil:Sun diagram.svg|thumb|Solens struktur:{{Nowrap|<br />1) [[Solens kjerne|Kjerne]]<br />2) [[Strålingssone]]<br />3) [[Konveksjonssone]]<br />4) [[Fotosfære]]<br />5) [[Kromosfæren|Kromosfære]]<br />6) [[Korona]]<br />7) [[Solflekk]]<br />8) [[Granulasjon]]<br />9) [[Fakkel (astronomi)|Fakkel]]}}]]
Solen er en [[Hovedserien (astronomi)|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&nbsp;milliondel.<ref name="Godier2000" group="L" /> Forskjellen på diameteren mellom polene og diameteren ved ekvator er bare rundt 10&nbsp;km. Solen består av [[Plasma (fysikk)|plasma]] og er ikke et fast legeme. Den har en [[Solens rotasjon|differensiell rotasjon]] (roterer raskere ved [[ekvator]] enn ved polene), fordi [[konveksjon]] i massen drives av bratte [[temperaturgradient]]er fra kjernen og utover.

[[Drivmoment|Vinkelmomentet]] har en retning mot klokken, sett fra den [[ekliptikken|ekliptiske]] nordpolen. Perioden til den ''faktiske rotasjonen'' er ca. 25,6&nbsp;dager ved ekvator og 33,5&nbsp;dager ved polene. Fordi vårt utsiktspunkt går i bane rundt solen, er den ''tilsynelatende rotasjonen'' ved ekvator ca. 28&nbsp;dager.<ref name="Phillips1995-78" group="L" /> Rotasjonens sentrifugaleffekt er én 18&nbsp;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.<ref name="Schutz2003" group="L" />

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 [[Metallisitet|populasjon I]]. Det vil si at den er relativt ung&nbsp;&ndash; cirka 4,6 milliarder år gammel&nbsp;&ndash; og relativt rik på tunge grunnstoffer.<ref name="metallisitet" group="lower-alpha" /><ref name="Zeilik1998" group="L" /> Dannelsen av solen kan ha blitt utløst av sjokkbølger fra en eller flere nærliggende [[supernova]]er.<ref name="Falk1977" group="L" /> Et tegn på dette er den store forekomsten av [[tungmetall|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 [[Endergon reaksjon|endergone reaksjoner]] fra en supernova. Den kan også skyldes overgang fra et grunnstoff til et annet og tyngre på grunn av [[Nøytroninnfanging|nøytronabsorpsjon]] i en massiv andregenerasjons stjerne.<ref name="Zeilik1998" group="L" />

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.<ref name="Holst2013" group="L" /> 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.<ref name="Holst2013" group="L" />

Solen har ingen klar grense slik steinplanetene har, og i de ytre delene faller tettheten av gassen eksponentielt med økende avstand fra sentrum.<ref name="Zirker2002-11" group="L" /> Likevel har solen en veldefinert indre struktur. Dens radius måles fra sentrum til kanten av [[fotosfære]]n. 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.<ref name="Phillips1995-73" group="L" />

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 [[helioseismologi]]en trykkbølger ([[infralyd]]) som går gjennom solens indre for å måle og visualisere stjernens indre struktur.<ref name="Phillips1995-58" group="L" /> [[Datamodellering]] blir også brukt som et verktøy på de dypere lagene.

=== Kjernen ===
{{Utdypende artikkel|Solens kjerne}}
[[Fil:Sun parts big.jpg|thumb|Tverrsnitt av en sol-lignende stjerne{{Byline|[[NASA]]}}]]
En regner at kjernen strekker seg fra sentrum og ut til om lag 20–25 prosent av solens radius.<ref name="Garcia2007" group="L" /> Tettheten i kjernen er opp til 150&nbsp;g/cm³<ref name="Basu2009" group="L" /><ref name="NASA1" /> (ca. 150&nbsp;ganger tettheten av vann), og temperaturen er opp mot 15,7&nbsp;millioner [[kelvin]] (K). Til sammenligning er overflatetemperaturen omtrent {{Formatnum:5778}}&nbsp;K. Analyser av data fra romfartøyet [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] bekrefter en raskere rotasjonshastighet i kjernen enn i strålingssonen.<ref name="Garcia2007" group="L" /> I det meste av solens liv produseres det energi ved [[kjernefysisk fusjon]] gjennom [[proton-protonkjeden]], en prosess som omdanner [[hydrogen]] til [[helium]].<ref name="Broggini2003" group="L" /> Bare 0,8 prosent av energien genereres i [[CNO-syklusen]].<ref name="jpcs271_1_012031" group="L" />

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 [[kinetisk energi|kinetiske energi]].<ref name="Zirker2002-15" group="L" /><ref name="Phillips1995-47" group="L" />

Proton-proton-kjeden foregår ca. 9,2{{E|37}}&nbsp;ganger per sekund i kjernen. Reaksjonen bruker fire frie [[proton]]er (hydrogenkjerner), og konverterer ca. 3,7{{E|38}}&nbsp;protoner til [[alfapartikkel|alfapartikler]] (heliumkjerner) hvert sekund (av totalt ~8,9{{E|56}} frie protoner i solen), eller ca. 6,2{{E|11}}&nbsp;kg per sekund.<ref name="Phillips1995-47" group="L" /> Fusjon av hydrogen til helium frigjør ca. 0,7 % av massen som energi.<ref name="Shu1982" group="L" /> 4,26&nbsp;millioner [[tonn]] masse omdannes til 384,6&nbsp;[[yotta]][[watt]] (3,846{{E|26}}&nbsp;W,<ref name="nssdc" /> eller 9,192{{E|10}}&nbsp;[[megatonn]] [[Trinitrotoluen|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&nbsp;watt/m³,<ref name="fusedweb" /> en tetthet som tilnærmer seg mer reptil metabolisme enn en kjernefysisk bombe.<ref name="tetthet av energiproduksjon" group="lower-alpha" /> Maksimal energiproduksjon blir sammenlignet med volumetrisk varme som genereres i en aktiv [[Kompostering|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 [[Termisk ekspansjon|ekspanderer]] noe mot [[vekt]]en av de ytre lagene. Dette reduserer fusjonshastigheten og korrigerer [[perturbasjon]]en. En liten senking i hastigheten vil avkjøle og krympe kjernen, slik at fusjonshastigheten reverseres.<ref name="Haubold1994" group="L" /><ref name="Meyers1999" />

[[Gammastråling]]en (høyenergi-fotoner) fra fusjonsreaksjoner absorberes i bare et par millimeter av solplasma og blir utstrålet igjen i vilkårlige retninger ved noe lavere energi. Derfor tar det lang tid før strålingen når solens overflate. Estimater av ferdstiden for fotonene varierer fra {{Formatnum:10000}} til {{Formatnum:170000}}&nbsp;år.<ref name="NASA" /> [[Nøytrino]]ene, som står for ca. 2 % av energiproduksjonen, tar bare 2,3&nbsp;sekunder for å nå overflaten. Energitransporten involverer fotoner i termodynamisk likevekt med materie, med en periode på {{Formatnum:30000000}}&nbsp;år. Dette er også tiden solen vil bruke på å stabiliseres hvis hastigheten på energigenereringen i kjernen plutselig skulle endres.<ref name="Stix2003" group="L" />

Etter en siste ferd gjennom det konvektive ytre laget til fotosfæren, unnslipper fotonene som [[lys|synlig lys]]. Hver gammastråling i kjernen konverteres til flere millioner fotoner av synlig lys før de forsvinner ut i rommet. Nøytrinoer frigjøres også av fusjonsreaksjonene i kjernen. I motsetning til fotoner vekselvirker de sjelden med materie, og nesten alle forlater solen umiddelbart. I mange år var nøytrinomålingene tre faktorer lavere enn teorier forutsa. Avviket ble løst i 2001 gjennom oppdagelsen av effekten av [[nøytrinooscillasjon|nøytrinosvingninger]]: Solen stråler antallet nøytrinoer forutsagt av [[teori]]en, men nøytrinodetektorer manglet 2/3 av dem fordi de hadde endret [[Arom (fysikk)|arom]].<ref name="Schlattl2001" group="L" />

=== Strålingssonen ===
{{Utdypende|Strålingssone}}
Fra ca. 0,25 til ca. 0,7&nbsp;[[Solradius|solradier]] er materien varm og tett nok til at varme i kjernen kan overføres utover ([[varmestråling]]).<ref name="mynasa.nasa.gov" /> Denne sonen er uten [[konveksjon|varmekonveksjon]]. Materien avkjøles fra 7 til ca. 2&nbsp;millioner kelvin med økende høyde, men denne [[temperaturgradient]]en er mindre enn verdien til den [[Adiabatisk temperaturendring|adiabatiske temperaturendringen]], og kan derfor ikke drive konveksjon.<ref name="NASA1" /> Energi fra kjernen føres utover av lys ([[foton]]er) som reflekteres fra [[Subatomær partikkel|partikkel]] til partikkel.<ref name="NASA1" /> Fotonene beveger seg med lysets hastighet, men reflekteres så mange ganger at et enkelt foton kan bruke en million år på å passere strålingssonen.<ref name="NASA1" /><ref name="mynasa.nasa.gov" /> Tettheten faller fra 22&nbsp;g/cm³ til 0,20&nbsp;g/cm³ fra bunnen til toppen av strålingssonen.<ref name="mynasa.nasa.gov" />

Det finnes et overgangslag (''[[tachocline]]'') mellom den jevne rotasjonen i strålingssonen og den differensielle rotasjonen i konveksjonene, hvor flere påfølgende horisontale lag glir forbi hverandre.<ref name="Tobias2005" group="L" /> Væskebevegelsene i konveksjonssonen forsvinner sakte nedover fra toppen av dette laget og tilpasser seg den roligere strålingssonen under. For tiden er det en hypotese om at en magnetisk dynamo i dette laget genererer solens [[magnetfelt]].<ref name="NASA1" />

=== Konveksjonssonen ===
{{Utdypende|Konveksjonssone}}
Fra overflaten og ned til ca. {{Formatnum:200000}}&nbsp;km (de ytterste 3/10 av radiusen), er ikke plasmaet tett eller varm nok til å overføre varmeenergi innenfra og utover gjennom stråling. Dermed oppstår varmekonveksjon, hvor [[termikk|varmekolonner]] frakter varmt materiale til overflaten (fotosfæren). Idet materialet avkjøles ved overflaten, faller det til bunnen av konveksjonssonen, og mottar mer varme fra toppen av strålingssonen. På den synlige soloverflaten er temperaturen {{Formatnum:5778}}&nbsp;K, og tettheten er sunket til 0,0000002 &nbsp;g/cm³ (ca. {{Formatnum:1/10000}} av tettheten til luft ved havnivå).<ref name="NASA1" />

Varmekolonnene i konveksjonssonen danner skiftende mønster på overflaten, kalt [[Granulasjon|granuler]] og [[Supergranulasjon|supergranuler]]. Den turbulente konveksjonen i denne ytre delen av solens indre fungerer som en dynamo som produserer magnetiske nord- og sørpoler over hele solens overflate.<ref name="NASA1" /> Solens varmekolonner er [[Rayleigh–Bénard-konveksjonen|Bénard-celler]] som tenderer mot å være sekskantede prismer.<ref name="Mullan2000" group="L" />

=== Fotosfæren ===
[[Fil:Solar AM0 spectrum with visible spectrum background (no).png|thumb|250px|[[Effektiv temperatur]], eller [[svart legeme|sort legeme]]-temperaturen, for solen ({{Formatnum: 5778}}&nbsp;K) er temperaturen et sort legeme av samme størrelse må ha for å gi samme utstrålende energi.]]
{{Utdypende artikkel|Fotosfære}}
Den synlige overflaten – fotosfæren – er laget under hvor solen blir [[Opasitet|opakt]] for synlig lys.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Over fotosfæren er sollyset fritt til å forplante seg ut i rommet, og energien forsvinner fullstendig fra solen. Endringen i opasitet skyldes en synkende mengde [[Hydridion|H<sup>−</sup>-ioner]] som lett absorberer synlig lys.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Motsatt dannes det synlige lyset når elektroner reagerer med [[hydrogen]]atomer og produserer H<sup>−</sup>-ioner.<ref name="Gibson1973" group="L" /><ref name="Shu1991" group="L" /> Fotosfæren er flere titalls til hundrevis av kilometer tykk og er til dels ugjennomsiktig. Siden den øvre delen er kjøligere enn den nedre, fremstår et bilde av solen lysere i sentrum enn ved ytterkantene av solskiven ([[kantformørkelse]]).<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Sollys har omtrent et spektrum som et [[Svart legeme|sort legeme]] som indikerer at temperaturen er ca. {{Formatnum:5800}}&nbsp;[[Kelvin|K]],{{#tag:ref|Solens intensitetskurve matcher «black body»-kurven når overflatetemperaturen er {{Formatnum:5800}}&nbsp;K.<ref name="intensitetskurve" />|name="sort legeme"|group="lower-alpha"}} ispedd med atomiske [[Spektrallinje|absorpsjonslinjer]] fra tynne lag over fotosfæren. Fotosfæren har en partikkeltetthet på ~10<sup>23</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup> (ca. 0,5 % av partikkelantallet per volum i [[jordens atmosfære]] ved havnivå;<ref name="Partikkeltetthet" group="lower-alpha" /> partikler i fotosfæren er imidlertid elektroner og protoner, så den gjennomsnittlige partikkelen i luft er 58 ganger tyngre).<ref name="Kivelson" group="L" />

Tidlige studier av det [[Visuelt spektrum|optiske spekteret]] av fotosfæren avdekket absorpsjonslinjer som ikke samsvarte med kjente [[grunnstoff]]er. I 1868 utarbeidet [[Norman Lockyer]] en hypotese om at de skyldtes et grunnstoff som han kalte ''[[helium]]'', etter den [[Gresk mytologi|greske solguden]] [[Helios]]. 25&nbsp;år senere ble helium isolert på jorden.<ref name="Lockyer" />

=== Atmosfæren ===
{{Utdypende|Stjerneatmosfære|kromosfæren|Solens overgangsregion}}
{{Utdypende|Korona|koronaloop|heliosfæren}}
[[Fil:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|Under en total [[solformørkelse]] kan solens [[korona]] ses med det blotte øye under den korte perioden med totalitet.{{Byline|Foto: Lviatour|11. august 1999}}]]
Over fotosfæren ligger ''solens atmosfære''.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Den kan ses med teleskoper som opererer på tvers av det [[Elektromagnetisk spekter|elektromagnetiske spekteret]], fra radiobølger via synlig lys til [[gammastråling|gammastråler]], og består av fem  soner: ''Minimumstemperaturens region'', [[kromosfæren]], [[solens overgangsregion|overgangsregionen]], [[korona]]en og [[heliosfæren]].<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Kromosfæren, overgangsregionen og koronaen er mye varmere enn overflaten.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Årsaken er ikke kjent; bevis antyder at [[Alfvénbølger]] har tilstrekkelig energi til å varme opp koronaen.<ref name="De Pontieu2007" group="L" /> Heliosfæren strekker seg utover forbi [[bane]]n til [[Pluto]] til [[Heliosfæren#Heliopause|heliopausen]] hvor den danner en skarp [[sjokkbølge|sjokkfrontgrense]] med den [[interstellar materie|interstellare materien]].

Temperaturminimumsregionen ca. 500&nbsp;km over fotosfæren, med en temperatur på ca. {{Formatnum:4100}}&nbsp;K,<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> er kjølig nok til å støtte enkle molekyler som [[karbonmonoksid]] og [[vann]], som kan oppdages av absorpsjonsspektrene.<ref name="Solanki1994" group="L" />

Over denne er et ca. {{Formatnum:2000}}&nbsp;km tykt lag dominert av et spektrum av stråling av absorpsjonslinjer.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> Dette kalles ''kromosfæren'' fra den greske roten ''chroma'', som betyr farge, fordi kromosfæren er synlig som et farget glimt ved begynnelsen og slutten av [[solformørkelse|totale solformørkelser]]<ref name="mynasa.nasa.gov" /> Temperaturen øker gradvis med høyden, og strekker seg opp til ca. {{Formatnum:20000}}&nbsp;K nær toppen.<ref name="Abhyankar1977" group="L" /> I den øvre delen av kromosfæren blir [[helium]] delvis [[Ionisering|ionisert]].<ref name="Hansteen1997" group="L" />

[[Fil:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|Solplasmaets [[Fakkel (astronomi)|fotosfæriske fakler]] forbinder områder med ulike magnetiske polariteter.{{Byline|Foto: [[Hinode (romsonde)|Hinode]]|12. januar 2007}}]]

Over kromosfæren, i en ca. 200&nbsp;km overgangsregion, stiger temperaturen raskt fra ca. {{Formatnum:20000}}&nbsp;K i den øvre kromosfæren til koronatemperaturer nærmere {{Formatnum:1000000}}&nbsp;K.<ref name="Erdelyi2007" group="L" /> Temperaturøkningen lettes av den fulle ioniseringen av helium i overgangsregionen, som reduserer strålingskjølingen av plasma betydelig.<ref name="Hansteen1997" group="L" /> Overgangsregionen oppstår ikke ved noen veldefinerte høyder, men danner en [[Halo (optisk fenomen)|nimbus]] rundt kromosfæriske formasjoner som [[spikul]]er og [[Fakkel (astronomi)|glødetråder]].<ref name="mynasa.nasa.gov" /> Den er ikke lett synlig fra jorden, men kan observeres fra [[ytre rom|rommet]] med instrumenter sensitive for [[Ultrafiolett stråling|ekstreme ultrafiolette]] deler av [[elektromagnetisk spekter|spekteret]].<ref name="Dwivedi2006" group="L" />

[[Korona]]en er den utvidede ytre atmosfæren, som er mye større i volum enn selve solen. Koronaen utvider seg kontinuerlig ut i rommet og danner [[solvind]]en som fyller hele solsystemet.<ref name="Russell2001" group="L" /> Den lave koronaen, nær overflaten, har en partikkeltetthet på ca. 10<sup>15</sup>–10<sup>16</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>.<ref name="Hansteen1997" group="L" /><ref name="Partikkeltetthet" group="lower-alpha" /> Gjennomsnittstemperaturen i koronaen og solvinden er ca. {{Formatnum:1000000–2000000}}&nbsp;K; i de varmeste regionene er det imidlertid {{Formatnum:8000000–20000000}}&nbsp;K.<ref name="Erdelyi2007" group="L" /> Ingen komplett teori gjør per dato rede for temperaturen, men noe av varmen kommer fra [[magnetisk omkobling]].<ref name="Erdelyi2007" group="L" /><ref name="Russell2001" group="L" />

[[Heliosfæren]] &ndash; rommet som er fylt med solvindens plasma, strekker seg fra ca. 20&nbsp;[[Solradius|solradier]] (0,1&nbsp;AE) til de ytre utkantene av [[solsystemet]]. Den starter der hvor  strømmen av solvinden blir ''superalfvénisk'' – raskere enn hastigheten til [[Alfvénbølger]].<ref name="Emslie2003" group="L" /> Heliosfærens turbulens og dynamiske krefter kan ikke påvirke koronaen, som kun formes ved hastigheter tilsvarende Alfvénbølger. Solvinden ferdes kontinuerlig utover gjennom heliosfæren, og gir [[magnetfelt]]et en [[Parkerspiral|sprialform]]<ref name="Russell2001" group="L" /> før den treffer [[Heliosfæren#Heliopause|heliopausen]] mer enn 50&nbsp;[[Astronomisk enhet|AE]] fra solen. I desember 2004 passerte [[Voyager 1]]-sonden gjennom sjokkfronten som antas å være en del av heliopausen. Begge Voyager-sondene registrerte høyere nivåer av energipartikler da de nærmet seg grensen.<ref name="heliopausen" />

=== Magnetfeltet ===
{{Se også|Stjernemagnetfelt}}
[[Fil:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|Det [[Heliosfærisk strømningssjikt|heliosfæriske strømningssjiktet]] strekker seg til de ytre grensene av solsystemet, og skyldes påvirkningen fra solens roterende magnetfelt på [[Plasma (fysikk)|plasmaet]] i det [[Interplanetarisk materie|interplanetariske materiet]].<ref name="heliosfærisk strømningssjikt" />]]
Solen er magnetisk aktiv. [[Magnetfelt]]ets retning reverseres omtrent hvert ellevte år rundt solmaksimum,<ref name="Zirker2002-119" group="L" /> og fører til [[Variasjoner i solaktiviteten|solaktivitet]], deriblant [[solflekk]]er på overflaten, [[solstorm]]er og variasjoner i [[solvind]]en som frakter materialer gjennom solsystemet.<ref name="Zirker2002-120" group="L" /> Dette har flere effekter på jorden, blant annet [[Aurora polaris|polarlys]] ved moderat til høye breddegrader, og forstyrrelser av radiokommunikasjoner og [[elektrisk kraft]]. Solaktiviteten endrer strukturen til jordens [[ionosfæren|ytre atmosfære]]<ref name="Phillips1995" group="L" /> og antas å ha spilt en stor rolle i [[solsystemets opprinnelse og utvikling]].

[[Gass]]- eller [[Plasma (fysikk)|plasmaformen]] gjør at solen roterer raskere ved ekvator (ca. 25&nbsp;dager) enn ved høyere breddegrader (ca. 35&nbsp;dager nær polene). [[Solens rotasjon|Differensiell rotasjon]] mellom breddegradene vrir [[magnetfelt]]linjene sammen over tid, og forårsaker at [[koronaloop|magnetfelt-looper]] skytes ut fra solens overflate og trigger dannelsen av [[solflekk]]er og [[Fakkel (astronomi)|fakler]] (se [[magnetisk omkobling]]). Denne vridningen danner soldynamoen og en elleveårig [[Solflekksyklusen|solsyklus]] med magnetisk aktivitet mellom hver gang solens magnetfelt blir reversert.<ref name="solsyklus" /><ref name="solsyklus2" />

Magnetfeltet strekker seg godt utenfor solen. Den magnetiserte solvindplasmaet frakter magnetfeltet ut i rommet og danner det [[interplanetarisk magnetfelt|interplanetariske magnetfeltet]].<ref name="Russell2001" group="L" /> Siden plasmaet kun kan bevege seg langs magnetfeltlinjene, er det interplanetariske magnetfeltet i utgangspunktet strukket radialt bort fra solen. Fordi feltene over og under ekvator har ulike polariteter som peker bort fra solen, finnes det et tynt lag i ekvatorplanet som kalles det [[heliosfærisk strømningssjikt|heliosfæriske strømningssjiktet]].<ref name="Russell2001" group="L" /> Ved større avstander vrir rotasjonen magnetfeltlinjene og strømningssjiktet inn i [[Arkimedisk spiral|arkimediske spiraler]] som kalles [[Parkerspiral]]er.<ref name="Russell2001" group="L" /> Det interplanetariske magnetfeltet er mye sterkere enn den dipole komponenten i solens magnetfelt. Solens magnetiske dipolfelt på 50–400&nbsp;[[Tesla|μT]] (i fotosfæren) reduseres med tredje potens av avstanden til ca. 0,1&nbsp;nT ved avstanden av jorden. Ifølge observasjoner med romfartøy er imidlertid det interplanetariske feltet ved jordens plassering omtrent 100&nbsp;ganger større ved ca. 5&nbsp;nT.<ref name="Wang2003" group="L" />