Mums tuvākā zvaigzne, protams, ir Saule. Attālums no Zemes līdz tai, pēc kosmiskajiem parametriem, ir ļoti mazs: saules gaisma no Saules uz Zemi pārvietojas tikai 8 minūtēs.

Saule nav parasts dzeltenais punduris, kā tika uzskatīts iepriekš. Šis ir Saules sistēmas centrālais ķermenis, ap kuru griežas planētas, un tajā ir liels skaits smago elementu. Šī ir zvaigzne, kas izveidojusies pēc vairākiem supernovas sprādzieniem, ap kuru izveidojās planētu sistēma. Pateicoties tās atrašanās vietai tuvu ideālajiem apstākļiem, dzīvība radās uz trešās planētas Zeme. Saulei jau ir pieci miljardi gadu. Bet izdomāsim, kāpēc tas spīd? Kāda ir Saules uzbūve un kādas ir tās īpašības? Kāda viņu sagaida nākotne? Cik lielu ietekmi tas atstāj uz Zemi un tās iedzīvotājiem? Saule ir zvaigzne, ap kuru riņķo visas 9 Saules sistēmas planētas, ieskaitot mūsējo. 1 a.u. (astronomiskā vienība) = 150 miljoni km - tāds pats ir vidējais attālums no Zemes līdz Saulei. Saules sistēma ietver deviņas galvenās planētas, apmēram simts pavadoņu, daudzas komētas, desmitiem tūkstošu asteroīdu (mazo planētu), meteoroīdus, kā arī starpplanētu gāzi un putekļus. Tā visa centrā ir mūsu Saule.

Saule spīd jau miljoniem gadu, ko apliecina mūsdienu bioloģiskie pētījumi, kas iegūti no zilaļģu atliekām. Ja Saules virsmas temperatūra mainītos kaut par 10%, uz Zemes izmirtu visa dzīvība. Tāpēc ir labi, ka mūsu zvaigzne vienmērīgi izstaro cilvēces un citu Zemes radījumu uzplaukumam nepieciešamo enerģiju. Pasaules tautu reliģijās un mītos Saule vienmēr ir ieņēmusi galveno vietu. Gandrīz visām senatnes tautām Saule bija vissvarīgākā dievība: Helioss - seno grieķu vidū, Ra - seno ēģiptiešu saules dievs un Jarilo starp slāviem. Saule atnesa siltumu, ražu, visi to cienīja, jo bez tās uz Zemes nebūtu dzīvības. Saules izmērs ir iespaidīgs. Piemēram, Saules masa ir 330 000 reižu lielāka par Zemes masu, un tās rādiuss ir 109 reizes lielāks. Bet mūsu zvaigznes blīvums ir mazs - 1,4 reizes lielāks par ūdens blīvumu. Plankumu kustību uz virsmas pamanījis pats Galileo Galilejs, tādējādi pierādot, ka Saule nestāv uz vietas, bet griežas.

Saules konvektīvā zona

Radioaktīvā zona ir aptuveni 2/3 no Saules iekšējā diametra, un rādiuss ir aptuveni 140 tūkstoši km. Attālinoties no centra, fotoni sadursmes ietekmē zaudē savu enerģiju. Šo parādību sauc par konvekcijas fenomenu. Tas atgādina procesu, kas notiek verdošā tējkannā: enerģija, kas nāk no sildelementa, ir daudz lielāka nekā daudzums, kas tiek noņemts vadīšanas rezultātā. Karstais ūdens netālu no uguns paceļas, un aukstāks ūdens nogrimst. Šo procesu sauc par konvenciju. Konvekcijas nozīme ir tāda, ka blīvāka gāze tiek sadalīta pa virsmu, atdziest un atkal nonāk centrā. Maisīšanas process Saules konvekcijas zonā tiek veikts nepārtraukti. Skatoties caur teleskopu uz Saules virsmu, var redzēt tās graudaino struktūru – granulācijas. Šķiet, ka tas ir izgatavots no granulām! Tas ir saistīts ar konvekciju, kas notiek zem fotosfēras.

Saules fotosfēra

Plāns slānis (400 km) - Saules fotosfēra, atrodas tieši aiz konvekcijas zonas un attēlo "īsto Saules virsmu", kas redzama no Zemes. Granulas fotosfērā pirmo reizi fotografēja francūzis Jansens 1885. gadā. Vidējais granulu izmērs ir 1000 km, tā pārvietojas ar ātrumu 1 km/s un pastāv aptuveni 15 minūtes. Tumši veidojumi fotosfērā novērojami ekvatoriālajā daļā, un tad tie nobīdās. Spēcīgi magnētiskie lauki ir šādu plankumu atšķirīga iezīme. Un tumšā krāsa tiek iegūta zemākas temperatūras dēļ attiecībā pret apkārtējo fotosfēru.

Saules hromosfēra

Saules hromosfēra (krāsainā sfēra) ir blīvs (10 000 km) saules atmosfēras slānis, kas atrodas tieši aiz fotosfēras. Hromosfēru ir diezgan problemātiski novērot, jo tā atrodas tuvu fotosfērai. Vislabāk to var redzēt, kad Mēness pārklāj fotosfēru, t.i. saules aptumsumu laikā.

Saules izvirzījumi ir milzīgas ūdeņraža emisijas, kas atgādina garus gaismas pavedienus. Prominences paceļas milzīgos attālumos, sasniedzot Saules diametru (1,4 mm km), pārvietojas ar ātrumu aptuveni 300 km/sek, un temperatūra sasniedz 10 000 grādu.

Saules korona ir Saules atmosfēras ārējie un paplašinātie slāņi, kuru izcelsme ir virs hromosfēras. Saules vainaga garums ir ļoti garš un sasniedz vairāku saules diametru vērtības. Zinātnieki vēl nav saņēmuši skaidru atbildi uz jautājumu, ar ko īsti tas beidzas.

Saules vainaga sastāvs ir reta, ļoti jonizēta plazma. Tas satur smagos jonus, elektronus ar hēlija kodolu un protonus. Koronas temperatūra attiecībā pret Saules virsmu sasniedz no 1 līdz 2 miljoniem grādu K.

Saules vējš ir nepārtraukta vielas (plazmas) aizplūšana no saules atmosfēras ārējā apvalka. Tas sastāv no protoniem, atomu kodoliem un elektroniem. Saules vēja ātrums var svārstīties no 300 km/sek līdz 1500 km/sek, atbilstoši procesiem, kas notiek uz Saules. Saules vējš izplatās visā Saules sistēmā un, mijiedarbojoties ar Zemes magnētisko lauku, izraisa dažādas parādības, no kurām viena ir ziemeļblāzma.

Saules raksturojums

Saules masa: 2∙1030 kg (332 946 Zemes masas)
Diametrs: 1 392 000 km
Rādiuss: 696 000 km
Vidējais blīvums: 1400 kg/m3
Ass slīpums: 7,25° (attiecībā pret ekliptikas plakni)
Virsmas temperatūra: 5780 K
Temperatūra Saules centrā: 15 miljoni grādu
Spektrālā klase: G2 V
Vidējais attālums no Zemes: 150 miljoni km
Vecums: 5 miljardi gadu
Rotācijas periods: 25 380 dienas
Spilgtums: 3,86∙1026 W
Šķietamais magnitūds: 26,75 m

Tāpat kā jebkura planēta vai zvaigzne, Saulei ir sava atmosfēra. Ar to mēs domājam tādus ārējos slāņus, no kuriem vismaz daļa starojuma var brīvi izkļūt apkārtējā telpā, to neuzsūcot pārklājošie slāņi. Mūsu zvaigzne pilnībā sastāv no gāzes. Tās atmosfēra sākas 200-300 km dziļāk nekā Saules diska redzamā mala. Šos dziļākos slāņus sauc fotosfēra. Tā kā to biezums nav lielāks par vienu tūkstošdaļu no Saules rādiusa (no 100 līdz 400 km), fotosfēru dažreiz sauc Saules virsma. Gāzu blīvums fotosfērā ir simtiem reižu mazāks nekā uz Zemes virsmas. Fotosfēras temperatūra pazeminās no 8000 K 300 km dziļumā līdz 4000 K augstākajos slāņos. Vidējo efektīvo temperatūru, ko uztver Zeme, var aprēķināt pēc Stefana-Bolcmana vienādojuma, un tā ir 5778 K. Šādos apstākļos gandrīz visas gāzes molekulas sadalās atsevišķos atomos. Tikai augšējos slāņos ir salīdzinoši maz vienkāršu šāda veida molekulu H2, OH, CH.
Ja pēta Sauli caur teleskopu ar lielu palielinājumu, var novērot plānus fotosfēras slāņus: viss šķiet izkaisīts ar maziem spilgtiem graudiņiem - granulām, ko atdala šauru tumšu ceļu tīkls. Granulēšana rodas, sajaucoties siltākām gāzes plūsmām un lejupejošām vēsākām. Konvekcijai Saules ārējos slāņos ir milzīga loma atmosfēras kopējās struktūras noteikšanā. Galu galā tieši konvekcija, kas ir sarežģītas mijiedarbības ar saules magnētiskajiem laukiem rezultātā, ir visu daudzveidīgo Saules aktivitātes izpausmju cēlonis.
Fotosfēra veido redzamo Saules virsmu, no kuras nosaka zvaigznes izmēru, attālumu no Saules virsmas līdz citiem debess ķermeņiem u.c.

Fotosfēra ir redzamais Saules disks. Attēlā ir redzams neliels tumšs laukums,

ko sauc par saules plankumu. Temperatūra šādos apgabalos ir augsta

zemāka salīdzinājumā ar apkārtējo atmosfēru un sasniedz tikai 1500 K.

Fotosfēra pakāpeniski pāriet atmosfēras retākajos ārējos saules slāņos - hromosfēra un korona. Hromosfēra tā nosaukta tās sarkanīgi purpursarkanās krāsas dēļ. Pilnīga Saules aptumsuma laikā ar neapbruņotu aci to var redzēt tikai dažas sekundes (kad Mēness pilnībā pārklāj (aptumso) Sauli no novērotāja uz Zemes, t.i., Zemes, Mēness un Saules centri atrodas uz vienas līnijas ). Hromosfēra ir ļoti neviendabīga un sastāv galvenokārt no iegarenām iegarenām mēlēm (spiculēm). Šo hromosfēras strūklu temperatūra ir divas līdz trīs reizes augstāka nekā fotosfērā un palielinās līdz ar augstumu no plkst. 4000 līdz 15 000 K., un blīvums ir simtiem tūkstošu reižu mazāks. Kopējais hromosfēras garums ir 10-15 tūkstoši kilometru. Temperatūras paaugstināšanās tiks skaidrota ar viļņu izplatīšanos un magnētisko lauku, kas tajā iekļūst no konvekcijas zonas.

Kopējā laikā novērotā Saules hromosfēra

saules aptumsums

Hromosfēra Ir ierasts to sadalīt divās zonās:

— apakšējā hromosfēra- stiepjas līdz aptuveni 1500 km, sastāv no neitrāla ūdeņraža, tā spektrā ir liels skaits vāju spektra līniju;

— augšējā hromosfēra- veidojas no atsevišķām spikulām, kas izstumtas no apakšējās hromosfēras līdz 10 000 km augstumam un atdalītas ar retāku gāzi.

Bieži aptumsumu laikā (un ar speciālu spektrālo instrumentu palīdzību - un negaidot aptumsumus) virs Saules virsmas var novērot dīvainas formas “strūklakas”, “mākoņus”, “piltuves”, “krūmus”, “arkas” un citi spilgti gaismas veidojumi no hromosfēras vielām. Ik pa laikam no hromosfēras paceļas strūklas, mākoņi un karstu gāzu loki, t.s. prominences. Pilnīga saules aptumsuma laikā tie ir redzami ar neapbruņotu aci. Daži izvirzījumi peld mierīgi, citi paceļas ar ātrumu vairākus simtus kilometru sekundē līdz augstumam, kas sasniedz Saules rādiusu. Prominences Tiem ir aptuveni tāds pats blīvums un temperatūra kā hromosfērai. Bet tie atrodas virs tā, un tos ieskauj augstāki, ļoti reti sastopami Saules atmosfēras augšējie slāņi. Prominences neietilpst hromosfērā, jo to vielu atbalsta Saules aktīvo reģionu magnētiskie lauki. Izcelšanās spektrs, tāpat kā hromosfēra, sastāv no spilgtām līnijām, galvenokārt ūdeņraža, hēlija un kalcija. Ir arī citu ķīmisko elementu emisijas līnijas, taču tās ir daudz vājākas. Dažas prominences, ilgu laiku palikušas bez pamanāmām izmaiņām, pēkšņi šķiet eksplodējamas, un to matērija tiek izmesta starpplanētu telpā ar ātrumu simtiem kilometru sekundē.

Prominence ir milzu karstas gāzes strūklaka, kas

paceļas desmitiem un simtiem tūkstošu kilometru augstumā un

magnētiskais lauks notur virs Saules virsmas.

Saules pamanāmība salīdzinājumā ar mūsu planētu

Dažreiz sprādzieniem līdzīgas lietas notiek ļoti mazos apgabalos saules atmosfēra. Tie ir tā sauktie hromosfēras uzliesmojumi. Parasti tie ilgst vairākus desmitus minūšu. Uzliesmojuma laikā ūdeņraža, hēlija, jonizētā kalcija un dažu citu elementu spektrālajās līnijās atsevišķas hromosfēras sadaļas spīdums pēkšņi palielinās desmitiem reižu. Īpaši spēcīgi palielinās ultravioletais un rentgena starojums: dažreiz tā jauda ir vairākas reizes lielāka par kopējo Saules starojuma jaudu šajā spektra īsviļņu reģionā pirms uzliesmojuma. Mirgo- visspēcīgākie uz Saules novērotie sprādzieniem līdzīgie procesi. Tie var ilgt tikai dažas minūtes, bet šajā laikā izdalās enerģija, kas dažkārt var sasniegt 10 25 J. Apmēram tikpat daudz ķermeņa nāk no Saules uz visu Zemes virsmu veselā gadā.
Plankumi, lāpas, izvirzījumi, hromosfēras uzliesmojumi – tas viss ir saules aktivitātes izpausmes. Pieaugot aktivitātei, šo veidojumu skaits uz Saules palielinās.

Saules atmosfēras ārējais slānis ietver Sauli Kronis.Tas stiepjas daudzus miljonus kilometru, un tā robeža turpinās līdz visas Saules sistēmas beigām. Protams, visas planētas, ieskaitot mūsu Zemi, atrodas zem milzīga saules kupola. Saules korona sākas tūlīt pēc hromosfēras un sastāv no diezgan retas gāzes. Koronas temperatūra ir aptuveni miljons kelvinu. Turklāt tas palielinās no hromosfēras līdz diviem miljoniem attālumā no pasūtījuma 70000 km no Saules redzamās virsmas, un pēc tam sāk samazināties, Zemes tuvumā sasniedzot simts tūkstošus grādu.

Milzīgās temperatūras dēļ daļiņas pārvietojas tik ātri, ka sadursmju laikā no atomiem aizlido elektroni, kas sāk kustēties kā brīvas daļiņas. Tā rezultātā vieglie elementi pilnībā zaudē visus savus elektronus, tāpēc koronā praktiski nav ūdeņraža vai hēlija atomu, bet tikai protoni un alfa daļiņas. Smagie elementi zaudē līdz 10-15 ārējiem elektroniem. Šī iemesla dēļ Saules koronā tiek novērotas neparastas spektrālās līnijas, kuras ilgu laiku nevarēja identificēt ar zināmiem ķīmiskajiem elementiem.

Sv, neskatoties uz to, ka tas ir uzskaitīts "dzeltenais punduris" tik lieliski, ka mums pat grūti iedomāties. Kad mēs sakām, ka Jupitera masa ir 318 reizes lielāka par Zemes masu, tas šķiet neticami. Bet, kad mēs uzzinām, ka 99,8% no visas matērijas masas nāk no Saules, tas vienkārši pārsniedz izpratni.

Pēdējo gadu laikā mēs esam daudz iemācījušies par to, kā darbojas “mūsu” zvaigzne. Lai gan cilvēce nav izgudrojusi (un maz ticams, ka kādreiz izgudros) izpētes zondi, kas spētu fiziski pietuvoties Saulei un ņemt tās vielas paraugus, mēs jau labi apzināmies tās sastāvu.

Fizikas zināšanas un iespējas dod mums iespēju precīzi pateikt, no kā sastāv Saule: 70% no tā masas ir ūdeņradis, 27% ir hēlijs, citi elementi (ogleklis, skābeklis, slāpeklis, dzelzs, magnijs un citi) - 2,5%.

Tomēr mūsu zināšanas, par laimi, neaprobežojas tikai ar šo sauso statistiku.

Kas atrodas Saules iekšienē

Saskaņā ar mūsdienu aprēķiniem, temperatūra Saules dziļumos sasniedz 15 - 20 miljonus grādu pēc Celsija, zvaigznes vielas blīvums sasniedz 1,5 gramus uz kubikcentimetru.

Saules enerģijas avots ir pastāvīgi notiekoša kodolreakcija, kas notiek dziļi zem virsmas, pateicoties kurai tiek uzturēta zvaigznes augstā temperatūra. Dziļi zem Saules virsmas ūdeņradis pārvēršas hēlijā kodolreakcijā ar pavadošu enerģijas izdalīšanos.
Saules "kodolsintēzes zonu" sauc saules kodols un tā rādiuss ir aptuveni 150–175 tūkstoši km (līdz 25% no Saules rādiusa). Vielas blīvums Saules kodolā ir 150 reizes lielāks par ūdens blīvumu un gandrīz 7 reizes lielāks par blīvākās vielas uz Zemes: osmija blīvumu.

Zinātnieki zina divu veidu kodoltermiskās reakcijas, kas notiek zvaigznēs: ūdeņraža cikls Un oglekļa cikls. Uz Saules tas galvenokārt plūst ūdeņraža cikls, ko var iedalīt trīs posmos:

• ūdeņraža kodoli pārvēršas deitērija kodolos (ūdeņraža izotopā)
• ūdeņraža kodoli pārvēršas par nestabila hēlija izotopa kodoliem
• pirmās un otrās reakcijas produkti ir saistīti ar stabila hēlija izotopa (Hēlija-4) veidošanos.

Katru sekundi 4,26 miljoni tonnu zvaigžņu vielas tiek pārvērstas starojumā, taču, salīdzinot ar Saules svaru, pat šī neticamā vērtība ir tik maza, ka to var atstāt novārtā.

Siltuma izdalīšanās no Saules dzīlēm notiek, absorbējot elektromagnētisko starojumu, kas nāk no apakšas, un tā tālāku atkārtotu emisiju.

Tuvāk saules virsmai no iekšpuses izstarotā enerģija galvenokārt tiek pārnesta uz konvekcijas zona Saules izmantošanas process konvekcija- vielas sajaukšanās (siltas vielas plūsmas paceļas tuvāk virsmai, bet aukstās plūsmas krītas).
Konvekcijas zona atrodas apmēram 10% dziļumā no Saules diametra un sasniedz gandrīz zvaigznes virsmu.

Saules atmosfēra

Virs konvekcijas zonas sākas saules atmosfēra, kurā enerģijas pārnešana atkal notiek caur starojumu.

Fotosfēra sauc par Saules atmosfēras apakšējo slāni – Saules redzamo virsmu. Tās biezums atbilst aptuveni 2/3 vienības optiskajam biezumam, un absolūtos skaitļos fotosfēra sasniedz 100–400 km biezumu. Tieši fotosfēra ir Saules redzamā starojuma avots; temperatūra svārstās no 6600 K (sākumā) līdz 4400 K (fotosfēras augšējā malā).

Patiesībā Saule izskatās kā ideāls aplis ar skaidrām robežām tikai tāpēc, ka uz fotosfēras robežas tās spilgtums samazinās 100 reizes mazāk nekā vienas loka sekundes laikā. Pateicoties tam, Saules diska malas ir ievērojami mazāk spilgtas nekā centrs, to spilgtums ir tikai 20% no diska centra spilgtuma.

Hromosfēra- Saules otrais atmosfēras slānis, zvaigznes ārējais apvalks, apmēram 2000 km biezs, kas ieskauj fotosfēru. Hromosfēras temperatūra paaugstinās līdz ar augstumu no 4000 līdz 20 000 K. Vērojot Sauli no Zemes, mēs neredzam hromosfēru tās zemā blīvuma dēļ. To var novērot tikai Saules aptumsumu laikā – intensīvi sarkans mirdzums ap Saules diska malām, tā ir zvaigznes hromosfēra.

Saules korona- Saules atmosfēras pēdējais ārējais apvalks. Koronu veido izvirzījumi un enerģiski izvirdumi, kas izplūst un izplūst kosmosā vairākus simtus tūkstošu un pat vairāk nekā miljonu kilometru attālumā, veidojot saulains vējš. Vidējā koronālā temperatūra ir līdz 2 miljoniem K, bet var sasniegt pat 20 miljonus K. Tomēr, tāpat kā hromosfēras gadījumā, Saules vainags no zemes ir redzams tikai aptumsumu laikā. Vielas blīvums Saules koronā ir pārāk zems, lai to varētu novērot normālos apstākļos.

saulains vējš

saulains vējš- lādētu daļiņu (protonu un elektronu) plūsma, ko izstaro zvaigžņu atmosfēras sakarsētie ārējie slāņi, kas sniedzas līdz mūsu planētu sistēmas robežām. Šīs parādības dēļ gaismeklis katru sekundi zaudē miljoniem tonnu savas masas.

Netālu no planētas Zeme orbītas saules vēja daļiņu ātrums sasniedz 400 kilometrus sekundē (tās pārvietojas pa mūsu zvaigžņu sistēmu virsskaņas ātrumā), un Saules vēja blīvums ir no vairākiem līdz vairākiem desmitiem jonizētu daļiņu uz kubikcentimetru.

Saules vējš ir tas, kas nežēlīgi “sabojā” planētu atmosfēru, “izpūšot” tajā esošās gāzes kosmosā; tas arī lielā mērā ir atbildīgs par to. Tas, kas ļauj Zemei pretoties saules vējam, ir planētas magnētiskais lauks, kas kalpo kā neredzama aizsardzība pret saules vēju un novērš atmosfēras atomu aizplūšanu kosmosā. Saules vējam saduroties ar planētas magnētisko lauku, notiek optiska parādība, ko mēs uz Zemes saucam - Polārās gaismas magnētisko vētru pavadībā.

Tomēr arī saules vēja priekšrocības ir nenoliedzamas - tieši tas "izpūš" galaktikas izcelsmes kosmisko starojumu no Saules sistēmas - un tādējādi aizsargā mūsu zvaigžņu sistēmu no ārējā galaktikas starojuma.

Skatoties uz polārblāzmas skaistumu, ir grūti noticēt, ka šie uzplaiksnījumi ir redzama saules vēja un Zemes magnetosfēras zīme.

Saule, Saules sistēmas centrālais ķermenis, ir ļoti karsta plazmas bumba. Saule ir Zemei tuvākā zvaigzne. Gaisma no tā mūs sasniedz 8 1/3 minūtēs. Saulei bija izšķiroša ietekme uz visu Saules sistēmas ķermeņu veidošanos un radīja apstākļus, kas izraisīja dzīvības rašanos un attīstību uz Zemes.

Saules rādiuss ir 109 reizes lielāks, un tilpums ir aptuveni 1 300 000 reižu lielāks nekā attiecīgi Zemes rādiuss un tilpums. Arī Saules masa ir liela. Tā masa ir aptuveni 330 000 reižu lielāka par Zemes masu un gandrīz 750 reižu lielāka par apkārtējo planētu masu.

Saule, iespējams, radās kopā ar citiem Saules sistēmas ķermeņiem no gāzes un putekļu miglāja. Apmēram pirms 5 miljardiem gadu. Sākumā Saules viela gravitācijas saspiešanas dēļ kļuva ļoti karsta, taču drīz vien temperatūra un spiediens dziļumos paaugstinājās tik ļoti, ka spontāni sāka notikt kodolreakcijas. Tā rezultātā temperatūra Saules centrā ļoti paaugstinājās, un spiediens tās dziļumos palielinājās tik daudz, ka tā spēja līdzsvarot gravitācijas spēku un apturēt gravitācijas saspiešanu. Tā radās mūsdienu Saules struktūra. Šo struktūru uztur lēna ūdeņraža pārvēršana hēlijā, kas notiek tā dziļumos. 5 miljardu Saules pastāvēšanas gadu laikā aptuveni puse ūdeņraža tās centrālajā reģionā jau ir pārvērtusies hēlijā. Šī procesa rezultātā tiek atbrīvots enerģijas daudzums, ko Saule izstaro kosmosā.

Saules starojuma jauda ir ļoti liela: tā ir vienāda ar 3,8×10 20 MW. Zemi sasniedz niecīga saules enerģijas daļa, kas veido apmēram pusmiljardo daļu. Tas uztur zemes atmosfēru gāzveida stāvoklī, pastāvīgi silda zemi un ūdenstilpes, dod enerģiju vējiem un ūdenskritumiem, nodrošina dzīvnieku un augu dzīvībai svarīgo darbību. Daļa saules enerģijas tiek uzkrāta Zemes zarnās ogļu, naftas un citu minerālu veidā.

Saule ir sfēriski simetrisks ķermenis, kas atrodas līdzsvarā. Visur vienādos attālumos no šīs bumbas centra fiziskie apstākļi ir vienādi, taču tie jūtami mainās, tuvojoties centram. Blīvums un spiediens ātri palielinās dziļumā, kur gāzi spēcīgāk saspiež augšējo slāņu spiediens. Līdz ar to arī temperatūra paaugstinās, tuvojoties centram. Atkarībā no fizisko apstākļu izmaiņām Sauli var sadalīt vairākos koncentriskos slāņos, kas pamazām pārvēršas viens otrā.

Saules centrā temperatūra ir 15 miljoni grādu, un spiediens pārsniedz simtiem miljardu atmosfēru. Šeit gāze tiek saspiesta līdz apmēram 1,5x105 kg/m 3 blīvumam. Gandrīz visa Saules enerģija tiek ģenerēta centrālajā reģionā, kura rādiuss ir aptuveni 1/3 no Saules. Caur slāņiem, kas aptver centrālo daļu, šī enerģija tiek pārnesta uz āru. Rādiusa pēdējā trešdaļā ir konvekcijas zona. Iemesls sajaukšanai (konvekcijai) Saules ārējos slāņos ir tāds pats kā verdošā tējkannā: enerģijas daudzums, kas nāk no sildītāja, ir daudz lielāks nekā tas, ko noņem siltumvadītspēja. Tāpēc viela ir spiesta kustēties un pati sāk nodot siltumu.

Saules slāņi praktiski nav novērojami. To esamība ir zināma vai nu no teorētiskiem aprēķiniem, vai pamatojoties uz netiešiem datiem. Virs konvekcijas zonas atrodas tieši novērojamie Saules slāņi, ko sauc par tās atmosfēru. Tie ir labāk pētīti, jo to īpašības var spriest no novērojumiem.

Saules iekšējā struktūra ir slāņaina vai čaulas līdzīga, tā ir diferencēta sfērās vai reģionos. Centrā ir kodols, tad radiālās enerģijas pārneses apgabals, Tālāk konvektīvā zona un visbeidzot atmosfēra. Vairāki pētnieki ietver trīs ārējās jomas: fotosfēra, hromosfēra un korona. Tiesa, citi astronomi par Saules atmosfēru uzskata tikai hromosfēru un koronu.

Kodols- Saules centrālais apgabals ar īpaši augstu spiedienu un temperatūru, nodrošinot kodolreakciju plūsmu. Tie atbrīvo milzīgu daudzumu elektromagnētiskās enerģijas ārkārtīgi īsos viļņu garuma diapazonos.

Staru enerģijas pārneses reģions atrodas virs kodola. To veido praktiski nekustīga un neredzama īpaši augstas temperatūras gāze. Kodolā radītā enerģija caur to tiek pārnesta uz Saules ārējām sfērām ar staru metodi, nekustinot gāzi. Šo procesu vajadzētu iedomāties apmēram šādi. No kodola uz starojuma pārneses apgabalu enerģija nonāk ārkārtīgi īsu viļņu diapazonos - gamma starojumā, un iziet garāku viļņu rentgena staros, kas ir saistīts ar gāzes temperatūras pazemināšanos virzienā uz perifēro zonu.

Konvektīvā zona atrodas virs iepriekšējās. To veido arī neredzama karsta gāze konvekcijas sajaukšanās stāvoklī. Tas ir saistīts ar apgabala stāvokli starp divām vidēm, kas krasi atšķiras pēc tajās dominējošā spiediena un temperatūras. Siltuma pārnešana no Saules iekšpuses uz virsmu notiek lokālu augsti uzkarsētu gaisa masu pacelšanās rezultātā zem augsta spiediena uz zvaigznes perifēriju, kur gāzes temperatūra ir zemāka un kur Saules starojuma gaismas diapazons. sākas. Tiek lēsts, ka konvektīvās zonas biezums ir aptuveni 1/10 no saules rādiusa.