Saule

Vispārīga informācija

Saule ir galvenās secības zvaigzne, t. i., Saule atrodas hidrostatiskā līdzsvarā — tā nedz izplešas, nedz saraujas, un tās galvenais enerģijas avots ir tās dzīlēs noritošās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Saules spektra klase ir G2V, t. i., Saule ir t.s. dzeltenais punduris. G2 nozīmē, ka Saules krāsa ir dzeltena un tās spektrs satur jonizētu un neitrālu metālu un vājas ūdeņraža spektrāllīnijas, savukārt V nozīmē, ka Saule ir galvenās secības zvaigzne.
Saule atrodas orbītā ap Piena Ceļa galaktikas centru, Saule no tā atrodas aptuveni 25 000 — 28 000 gaismas gadu attālumā un pilnu apriņķojumu tā veic 210 — 226 miljonu gadu ("Galaktiskā gada") laikā. Tās orbitālais ātrums ir 220 — 267 km/s. Saulei tuvākās ar neapbruņotu aci redzamās zvaigznes ir Centaura Alfa (4,36 gaismas gadu (GG) attālumā), Sīriuss (8,6 GG), Procions (11,4 GG), Altairs (16,7 GG), Fomalhauts (25,1 GG), Vega (25,3 GG), Pollukss (33,8 GG), Denebola (35,9 GG), Arkturs (36,7 GG), Kapella (42,8 GG), Kastors (ap 51 GG) un Aldebarans (65,0 GG). 
Saules astronomiskais simbols ir .

Uzbūve

Saule ir gandrīz pilnīga lode, tās diametrs ir 1,392×10⁶ km (109 reizes lielāks par Zemes diametru). Saules masa ir tik liela, ka Saules sistēmas baricentrs atrodas Saules iekšienē. Saulei nav tik noteiktu robežu kā, piemēram, planētām, jo tās blīvums pakāpeniski eksponenciāli samazinās virzienā no tās centra. Saules rādiuss (R) tiek mērīts no tās centra līdz fotosfēras galējām robežām, kur gāzes temperatūra ir pārāk maza, lai radītu ievērojamu elektromagnētisko starojumu.
Saules iekšiene nav tieši novērojama, taču par tās uzbūvi un procesiem tajā ļauj spriest, piemēram, helioseismoloģija, kas pētī skaņas viļņus, kas pārvietojas Saules iekšpusē. Tāpat liela nozīme ir arī Saules datormodelēšanai.

Kodols

Saules kodolā, kur vielas blīvums sasniedz 150 000 kg/m³, notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas par hēliju un izdalās enerģija, kas Sauli notur hidrostatiskā līdzsvarā. Šajās reakcijās ik sekundi par hēlija kodoliem tiek pārvērsti aptuveni 8,9×10³⁷ protonu (ūdeņraža kodolā ir tikai viens protons). Tādējādi ik sekundi tiek izdalīta 3,83×10²⁶ vatu liela enerģija.
Saules kodols sniedzas līdz aptuveni 0,2 R no tās centra. Kodoltermiskās reakcijas rit tikai kodolā — tālākos slāņus silda tikai kodola izstarotā enerģija.

Starojuma pārneses zona

Viela, kas atrodas robežās starp 0,2 un 0,7 R, t.s. starojuma pārneses zonā, pārnes kodola izstaroto enerģiju uz Saules ārējiem slāņiem. Enerģiju pārnes fotonus izstarojošie ūdeņraža un hēlija joni. Izstarotie fotoni tiek nemitīgi absorbēti un atkal izstaroti. Vielas temperatūra un spiediens un starojuma intensitāte virzienā no Saules centra pazeminās.

Konvektīvā zona

Robežās no 0,7 līdz 1 R, t.s. konvektīvajā zonā, Saules matērija ir nepietiekami blīva un karsta, lai pārnestu kodola izstaroto enerģiju ar starojumu. Šajā zonā enerģijas pārnešanu nodrošina konvekcija: karstā gāze paceļas līdz Saules virsmai, tur tā atdziest un atkal nogrimst līdz konvektīvās zonas pamatiem.
Karstās gāzes straumes veido t.s. Saules granulas uz Saules virsmas (fotosfērā).

Fotosfēra

Fotosfēra ir Saules redzamā virsma, tās temperatūra ir aptuveni 5800 kelvinu (K), savukārt vielas daļiņu blīvums — ap 10²³/m³ (aptuveni 1% Zemes atmosfēras blīvuma jūras līmenī). Slāņi zem fotosfēras ir redzamo gaismu necaurlaidīgi. Fotosfēru veido Saules granulas — konvekcijas radīti ugunsvirpuļi ar diametru aptuveni 1000 km . Katras granulas mūžs ilgst tikai aptuveni 8 minūtes. Novērojamas arī t.s. "supergranulas" — to diametrs sasniedz pat 30 000 km un tās var pastāvēt pat 24 stundas.

Temperatūras minimuma zona

Temperatūras minimuma zona — aukstākais Saules slānis — atrodas aptuveni 500 km virs fotosfēras. Tā temperatūra ir apmēram 4 000 K. Šī zona ir pietiekami vēsa, lai tajā būtu sastopamas tik vienkāršas molekulas kā oglekļa monoksīds un ūdens.

Hromosfēra

Hromosfēra ir relatīvi plāns slānis (10 000 km) virs fotosfēras. Hromosfēra ir visai viegli novērojama pilna Saules aptumsuma laikā kā sārta josla ap aptumšoto Saules disku (skat. attēlu).
Hromosfērā novērojamas t.s. spīkulas — augstas karstas, spožas gāzes kolonnas, kas strauji paceļas līdz hromosfēras augšējiem slāņiem un pēc aptuveni 10 minūtēm atkal nogrimst. Hromosfērā notiek arī t.s. Saules uzliesmojumi — pēkšņi, visai īslaicīgi procesi, kuru laikā pastiprināti intensīvi tiek izstarots rentgenstarojums, ultravioletais starojums, radiostarojums un dažreiz pat redzamā gaisma.
Hromosfērā atrodas arī protuberanču pamatnes.

Saules vainags

Saules vainags ir pats augstākais Saules atmosfēras slānis. Saules vainaga biezums nav precīzi nosakāms (tas var būt vairākus miljonus kilometru biezs), jo tā blīvums pakāpeniski samazinās, līdz viela izkliedējas kosmosā (t.s. Saules vējš).
Saules vainagā novērojamas protuberances — milzīgi salīdzinoši aukstas plazmas veidojumi, kuru lielums mērāms daudzos tūkstošos kilometru (skat. tālāk). To augstums var sasniegt 30 000 kilometru, bet garums pat vairākus simtus tūkstošu. Lielākā novērotā protuberance (1997. gadā) bija 350 000 kilometru gara.

Magnētiskais lauks

Tiek uzskatīts, ka Saules vispārējais magnētiskais lauks ir visai vājš un to ir grūti nošķirt no daudzajiem atsevišķajiem, spēcīgajiem magnētiskajiem laukiem, kas rodas Saules iekšienē (domājams, konvektīvās zonas dziļākajos slāņos) no tur plūstošajām strāvām, kuru stiprums ampēros mērāms ar kārtu 10¹².

Magnētiskā lauka izraisītās parādības

Saules magnētiskais lauks rada t.s. Saules plankumus un izraisa protuberances.

Saules plankumi

Saules plankumi ir relatīvi auksti Saules atmosfēras apgabli — milzīgi rotējoši gāzes virpuļi ar spēcīgu magnētisko lauku, kas aizkavē konvekcijas procesus. Saules plankumu temperatūra parasti ir no 3 700 līdz 4 500 kelviniem, diametrs 3 600 — 50 000 km, mūžs — tipiskiem plankumiem ap nedēļu, taču dažos gadījumos var sasniegt dažus mēnešus. Saules plankumi parasti rodas grupās (skat. attēlu), kurā ir divi dominējošie plankumi, kas iezīmē pretējos magnētiskā lauka polus, t. i., viens no plankumiem ir "magnētiskais ziemeļpols", bet otrs — "magnētiskais dienvidpols". Šī polaritāte lielākoties ir vērsta austrumu-rietumu virzienā paralēli Saules ekvatoram. Magnētiskā lauka stiprums Saules plankumu rajonā var sasniegt 0,3 teslas jeb 3 000 gausus, kas ir aptuveni tūkstoš reižu vairāk nekā magnētiskajam laukam uz Zemes.
Saules plankumu kopskaits cikliski mainās. Viena cikla ilgums ir aptuveni 11 gadi. Ciklam iesākoties, plankumus skaits ir ļoti mazs un tie ir praktiski gandrīz nenovērojami. Ar laiku plankumu skaits palielinās, līdz pēc 5,5 gadiem sasniedz maksimumu, un tad atkal samazinās līdz minimumam. Pēc katra cikla Saules polārais vispārējais magnētiskais lauks maina virzienu: iepriekšējais magnētiskais ziemeļpols kļūst par dienvidpolu un otrādi. Šī cikla cēloņi vēl nav īsti izpildīti.

Agrīnā Saules izpēte

Cilvēku dzīvē Saule ir svarīgākais debess ķermenis, un īpaša uzmanība tam pievērsta jau ļoti sen. Daudzas kulta būves kā, piemēram, Stonhendža ir ierīkotas tā, lai varētu sekot Saules kustībai debesīs un noteikt saulgriežu laiku. Liela uzmanība tika pievērsta ne tikai Saules kustībai, bet arī Saules aptumsumu novērošanai un reģistrācijai. Savukārt Senajā Ķīnā tika pētīti pat īpaši tumši Saules plankumi, kas bija novērojami ar neapbruņotu aci, kad Saule atradās tuvu horizontam un tās gaisma tika "filtrēta" caur biezo Zemes atmosfēru.

Saules izpēte ar teleskopiem

Arī Eiropā šajā laikā tika ievēroti Saules plankumi, taču tie tika uzskatīti par atmosfēras parādībām. 17.gs. sākumā Galileo Galilejs izgudroja optisko teleskopu, un 1610. gadā viņš kopā ar Tomasu Heriotu pirmo reizi ar to novēroja Saules plankumus, bet vēl pēc gada Johans Fabriciuss tos pirmo reizi aprakstīja zinātniskā darbā. Novērotā Saules plankumu "kustība" lika secināt, ka Saule rotē ap savu asi. Savukārt 1619. gadā Johans Keplers, ņemot vērā, ka komētas aste vienmēr ir vērsta prom no Saules, postulēja Saules vēja esamību.
1775. gadā Kristians Horoubovs pieļāva iespēju, ka Saules plankumu parādīšanās ir ciklisks fenomens. 1802. gadā Viljams Haids Volestons pirmo reizi novēroja Saules spektra tumšās absorbcijas līnijas. Jozefs fon Fraunhofers 1814. gadā uzsāka šo līniju sistemātisku izpēti, tāpēc tās nosauktas par Fraunhofera līnijām. 1843. gadā Zamuels Heinrihs Švābe publicēja savus atklājumus par Saules aktivitātes ciklu. Ap šo laiku aizsākās regulāri Saules plankumu noverojumi un uzskaitījums. 1889. gadā Džordžs Elerijs Heils izgudroja spektroheliogrāfu. 1897. gadā Henrijs Augusts Roulends pabeidza Saules spektra atlantu, kurā bija iekļautas visas spektrāllīnijas. 1908. gadā Džordžs Elerijs Heils atklāja t.s. Zēmana efektu — Saules plankumu rajona spektrāllīnijas sadalīšanos vairākās magnētiskā lauka ietekmē.

Kodolprocesi Saulē

Ilgu laiku nebija zināms Saules enerģijas avots. Uzskatīja, piemēram, ka Saule ir milzīgs degošs, kvēlojošs ķermenis. Tādā gadījumā gan vielas degšanai pietiktu tikai dažiem tūkstošiem gadu. Viljams Tomsons (vēlākais lords Kelvins) izteica pieņēmumu, ka Saule sava gravitācijas spēka ietekmē saraujas un Saules daļiņu kustības enerģija pārvēršas siltumā. Saskaņā ar šo hipotēzi Saule varētu izstarot enerģiju aptuveni 100 miljonus gadu. Atklājot Zemes radioaktivitāti, kļuva skaidrs, ka Zemes garoza ir vairākus miljardus gadu veca, līdz ar to V. Tomsona hipotēze bija vērtējama kā apšaubāma. Problēmas atrisinājumu deva kodolprocesu atklāšana. Ernests Rezerfords aprakstīja sakarību starp radioaktivitāti un kodolu transformāciju. Arturs Stenlijs Edingtons secināja, ka zvaigznes iekšienē ķīmiskie elementi sadalās un pārveidojas citos ķīmiskajos elementos, izdalot enerģiju. Kad spektroskopiskie pētījumi konstatēja ūdeņraža lielo īpatsvaru Saules ķīmiskajā sastāvā, kļuva skaidrs, ka šim elementam ir īpaša loma. 1938. gadā Hanss Bēte aprakstīja Saules dzīlēs noritošo protonu-protonu ciklu.

Saules izpēte no Zemes 20. gadsimtā

1942. gadā tika atklāts Saules radiostarojums, bet 1949. gadā Herberts Frīdmans atklāja Saules rentgenstarojumu.
20. gadsimta gaitā tika ierīkots liels daudzums Saules observatoriju, kas nodarbojās tikai un vienīgi ar Saules izpēti.
1960. gadā tika atklātas fotosfēras svārstības — tas uzskatāms par helioseismoloģijas aizsākumu.
Lai novērotu Saules neitrīno, tika ierīkoti speciāli pazemes detektori. Atšķirība starp teorētiski paredzēto un praktiski novēroto neitrīno plūsmu 70. gados radīja t.s. "Saules neitrīno problēmu": tika novērota tikai 1/3 no paredzētā neitrīno daudzuma. Bija vai nu jāpieņem, ka teorētiskais Saules modelis ir nepareizs un gaidītā neitrīno plūsma ir pārāk liela, vai arī jāpieļauj, ka neitrīno savā ceļā uz Zemi var pārvērsties cita veida neitrīno (t.s. neitrīno oscilācija). Pirmās liecības par neitrīno oscilāciju iegūtas 1998. gadā Japānas Superkamiokandes neitrīno detektorā.

Saules izpēte ar Zemes mākslīgajiem pavadoņiem un kosmiskajām zondēm

20. gadsimtā orbītā ap Zemi tika palaisti vairāki Zemes mākslīgie pavadoņi Saules izpētei. Ar pavadoņiem bija daudz labākas iespējas pētīt Saules ultravioleto un rentgenstarojumu (Zemes atmosfēra to lielā mērā absorbē). Tā, piemēram, 1973. gadā tika palaista ar rentgenteleskopu aprīkotā kosmiskā stacija Skylab.
Savukārt ar kosmiskajām zondēm bija iespējams piekļūt Saulei daudz tuvāk un izpētīt arī tās apkārtni. Augstās temperatūras un intensīvā starojuma dēļ tas ir tehniski ļoti sarežģīts uzdevums. Tā, piemēram, 1974. un 1976. gadā palaistās zondes Helios spēja pietuvoties Saulei 43,5 miljonu kilometru attālumā.
1990. gadā palaistā zonde Uliss pētīja Saules polus, kas nedz no Zemes, nedz no pavadoņiem, nav redzami. 1990. gadā tika palaista zonde SOHO. SOHO atrodas t.s. Lagranža punktā L1 un novēro Sauli ar 12 dažādiem instrumentiem. 1998. gadā tika palaista zonde TRACE, kuras uzdevums ir pētīt Saules vainagu.
2001. gadā tika palaista zonde Genesis Saules vēja izpētei. Tai bija jāsavāc Saules vēja paraugi un jānogādā atpakaļ uz Zemes. Taču mēģinājums nogādāt kapsulu ar paraugiem uz Zemi 2004. gadā cieta neveiksmi, lai gan daži paraugi saglabājās.
Eiropas Kosmosa izpētes aģentūra plānoja 2015. gadā palaist zondi Solar Orbiter, kurai bija paredzēts pietuvoties Saulei līdz 30 miljonu kilometru attālumam.