Saules dzimšana

Saule ir Saules sistēmas centrālais un lielākais objekts. Tā ir neliela, ne pārāk karsta zvaigzne, kas radusies no gāzu un putekļu mākoņa pirms aptuveni 4,6 miljardiem gadu. Kādu ārēju spēku ietekmē, iespējams, pārnovas sprādziena rezultātā, atsevišķās mākoņa daļās izveidojās blīvāki reģioni. Pateicoties sākotnējai masai, tie turpināja pievilkt arvien vairāk un vairāk apkārtējo gāzi un putekļus. Miglāja centrālajā daļā izveidojās sfēra, kas turpināja audzēt masu.

Zvaigznes aizmetnim saspiežoties un kļūstot blīvākam, tā centrs kļuva arvien karstāks. Gāze tā kodolā sakarsa, līdz temperatūra pārsniedza vienu miljonu grādu pēc Kelvina. Šādos apstākļos varēja sākties kodolsintēzes reakcijas. Ar šo brīdi var uzskatīt, ka Saule bija piedzimusi. Tā sāka ražot enerģiju – siltumu un gaismu.

Saule – tās sastāvs un izmēri

Saule pieder pie G tipa galvenās secības zvaigznēm. Tas nozīmē, ka tā kodolsintēzes procesos kā degvielu izmanto ūdeņradi. Šī procesa rezultātā rodas hēlijs un izdalās enerģija.

Mūsu Saulē atrodas aptuveni 99,8 % no visas Saules sistēmas masas. Tas nozīmē, ka visu planētu, asteroīdu, komētu un putekļu kopējā masa ir nieka 0,2 %. Saules masa ir 1,99*1030 kilogrami jeb tā ir aptuveni 333 000 reižu masīvāka nekā Zeme. Aptuveni 75% no Saules masas ir ūdeņradis, bet hēlijs aizņem atlikušos 24%. Aptuveni 1% sastāda dažādi smagie elementi jeb “metāli”, kā tos dēvē zinātnieki. Tie ir skābeklis, ogleklis, neons, dzelzs un citi.

Saule ir ne tikai masīva, tā ir arī milzīga, ja mēs salīdzinam ar Zemi. Saules diametrs ir 1 392 00 kilometri jeb 109 reizes lielāks par Zemes diametru. Arī zvaigznes kopējais tilpums ir iespaidīgs. Ja Saule būtu tukša, tajā varētu sabērt 960 000 Zemes izmēra bumbiņu, bet, ja gribētu aizpildīt visu tukšumu, vajadzētu 1 300 000 Zemes izmēra lodīšu.

Saules uzbūve

Tomēr Saule nav tukša. Tai var izdalīt iekšējos reģionus un atmosfēru. Iekšējie reģioni ir kodols, starojuma pārneses zona un konvektīvā zona. Arī atmosfēru veido trīs slāņi – fotosfēra, hromosfēra un vainags.

Kodols ir zona, kurā tiek ražota enerģija un notiek kodoltermiskās reakcijas. Tur temperatūra sasniedz aptuveni 15 miljonus grādu pēc Kelvina. Šajā reģionā gāzes blīvums aptuveni 150 reizes pārsniedz ūdens blīvumu. Kodols aizņem tikai 0,8% no visa Saules tilpuma, bet tur ir sakoncentrēti aptuveni 34% Saules masas. Katru sekundi tiek iztērēti aptuveni 300 miljoni tonnu ūdeņraža, lai ražotu enerģiju. Hēlijs ir šīs “degšanas” blakusprodukts.

Saules saražotā enerģijas vienība ir ļoti augstas enerģijas gamma staru fotons, kurš vidēji 170 000 gadu ceļo no Saules kodola līdz atmosfērai. Nākamā zona pēc piedzimšanas kodolā, kuru jāpārvar fotonam, ir starojuma pārneses zona, kas aizņem aptuveni 70% no Saules rādiusa. Šajā zonā fotons pārvietojas haotiski, saduroties ar daļiņām un zaudējot daļu enerģijas.

Pēc tam fotons nokļūst konvektīvā zonā, kur notiek pastāvīga gāzu kustība. Uz robežas ar starojuma pārneses zonu gāze uzkarst un ceļas augšup. Sasniedzot atmosfēras pirmo slāni, enerģija tiek izstarota un gāze atdziest, atkal nogrimstot lejup. Šī kustība atgādina lavas lampu.

Tieši no atmosfēras dziļākā slāņa jeb fotosfēras tiek izstarots siltums jeb infrasarkanais starojums, redzamā gaisma un ultravioletais starojums. Aplūkojot šo slāni ar īpašu filtru aprīkotos teleskopos, iespējams saskatīt tā dēvēto granulāciju jeb konvekcijas šūnas. Fotosfērā var novērot Saules plankumus, kas ir vēsāki apgabali. Ja vidējā Saules fotosfēras temperatūra ir 6500 grādi pēc Celsija, tad plankumi var atdzist pat līdz 4000 grādiem. Tādēļ plankumi uz pārējās spožākās Saules virsmas fona izskatās tumši. Reizēm virs fotosfēras paceļas milzīgas gāzu cilpas – protuberances. Tās dažkārt ir tik lielas, ka stiepjas cauri hromosfērai (sk. zemāk) un beidzas vainaga daļā.

Nākamais slānis ir hromosfēra. Šajā zonā, kur gāze ir ļoti retināta, veidojas uzliesmojumi, kuru laikā izdalās liels daudzums enerģijas rentgenstarojuma, ultravioletā starojuma un radiovilņu veidā, kā arī starpplanētu telpā tiek izsviestas lādētas daļiņas – protoni un elektroni.

Pēdējais Saules atmosfēras slānis ir vainags, kas pamatā sastāv no dažādām lādētām daļiņām. Tas ir visplašākais no Saules atmosfēras slāņiem, kas stiepjas miljoniem kilometru tālu. Vainags ir arī daudz karstāks nekā fotosfēra un hromosfēra. Saules vainagu visvieglāk pamanīt pilna Saules aptumsuma laikā, bet mūsdienās zinātnieki mēdz radīt mākslīgus aptumsumus, aizklājot spožo Saules disku ar koronogrāfa palīdzību. Ar šo ierīci tiek aprīkoti gan teleskopi uz Zemes, gan tie, kas atrodas kosmosā. Vainagā, pārtrūkstot protuberanču cilpām, var novērot t.s. koronālos izvirdumus, kad no Saules tiek izmests liels daudzums matērijas.