3. ZVAIGZNES. Elektroniskā grāmata

Saule ir zvaigzne - milzīga, kvēlojoša plazmas lode, kuras diametrs ir 1,4 miljoni kilometru. Tāir ļoti karsta - Saules virsmas temperatūra ir aptuveni 6000 grādu, bet tās centrā temperatūra pārsniedz desmit miljonus grādu. Šādā temperatūrā gāze ir jonizēta, tā atrodas plazmas stāvoklī. Atbilstoši augstajai temperatūrai, Saules iekšienē ir augsts gāzes spiediens. Gāzes spiediens tiecas Sauli izplest, taču Saule saglabā līdzsvaru, jo gravitācijas spēks savukārt tiecas Sauli saspiest. Saule sastāv no ūdeņraža, hēlija un citu ķīmisko elementu maisījuma.

Saule sastāv no vairākām zonām. Saules centrā atrodas kodolreakciju zona, tur notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā un atbrīvojas milzīgs enerģijas daudzums, galvenokārt gamma starojuma veidā. Tālāk seko starojuma pārneses zona, kurā starojums tiek daudzkārt absorbēts un atkal izstarots. Starojuma enerģija pakāpeniski samazinās. Virzienā uz ārpusi samazinās arī temperatūra un spiediens. Gāze kļūst necaurspīdīgāka un nespēj pārvadīt visu no iekšienes nākošo enerģijas plūsmu, tādēļ virs starojuma pārneses zonas atrodas konvektīvā zona, kurā notiek Saules vielas sajaukšanās. Šeit karstā gāze ceļas augšup, izstarojot atdod enerģiju, tad atdziest un virzās atkal lejup.

Saules redzamo virsmu, no kuras nāk gaisma, siltums (infrasarkanais starojums) un ultravioletais starojums, sauc par fotosfēru. Fotosfēra ir plāns slānis, kas sastāv no gāzes mutuļiem - granulām. Dažviet fotosfērā redzami tumšāki apgabali – Saules plankumi, kuru temperatūra ir zemāka nekā apkārtējai Saules virsmai, aptuveni 4500 K. Plankumos ir spēcīgs magnētiskais lauks, kas kavē konvekciju, tāpēc no Saules iekšienes nākošā enerģijas plūsma samazinās un attiecīgais virsmas apgabals atdziest. Tipiska plankuma izmēri pārsniedz Zemes izmērus. Saules plankumu izskats dienu no dienas mainās.

Nākošais slānis ir hromosfēra, kuru veido retinātas gāzes. Hromosfēra plešas aptuveni 10 tūkstošu kilometru augstumā, tās augšdaļa sastāv no atsevišķiem karstas gāzes stabiem – spīkulām. Hromosfērā laiku pa laikam notiek Saules uzliesmojumi, kuros atbrīvojas liela enerģija. Uzliesmojums strauji attīstās dažu minūšu laikā un aptuveni pēc stundas nodziest. Tā enerģijas avots ir spēcīgais Saules magnētiskais lauks. Uzliesmojumā rodas intensīvs rentgenstarojums, ultravioletais starojums un radioviļņi. No uzliesmojuma rajona tiek izsviesta elementārdaļiņu plūsma – Saules kosmiskais starojums.

Saules ārējais slānis ir Saules vainags. Tas ir ļoti retināts un sastāv no lādētām daļiņām – joniem un elektroniem. Vainaga temperatūra saniedz 1,5 miljonus K. Tik augstu temperatūru vainagā uztur enerģija, kas nāk no Saules atmosfēras apakšējiem slāņiem. Saules vainagā novērojami relatīvi blīvi un auksti gāzu mākoņi - protuberances, kas veido lielus lokus. To formu nosaka Saules magnētiskā lauka struktūra. Protuberanču vidējā temperatūra ir 10 000 K. Saules vainaga ārējā daļa izplešas un izklīst apkārtējā kosmiskajā telpā, radot Saules vēju. Reizēm šis process ir ļoti straujš, tad notiek koronālais izvirdums, kurā starpplanētu telpā tiek izsviesti daudzi miljardi tonnu Saules vielas.

Saules virsma ar plankumiem. Pavadoņa SOHO attēls	Saules uzbūve. 1 - kodolreakciju zona, 2 - starojuma pārneses zona, 3 - konvektīvā zona, 4 - fotosfēra, 5 - hromosfēra, 6 - Saules vainags, 7 - Saules plankums, 8 - granulas, 9 - protuberance. Vikipēdijas attēls

Par Sauli lasi vēl Vikipēdijā

Apskati animācijā Saules kodolreakciju ciklu

• Cik atomu kodolu ir cikla sākumā? Kas tie par kodoliem?
• Kāda atoma kodols izveidojas cikla beigās?

Apskati video rotējošo Sauli un izvirdumus uz tās