Saules fizikas pētījumu objekts ir Saule. Liela nozīme ir fizikālo procesu izpētei Saules fotosfērā, hromosfērā un Saules vainagā jeb koronā, kā arī Saules magnētisko lauku un ar to izpausmēm saistītu parādību izzināšanai. Saules novērojumi tiek veikti gan no Zemes, gan no stacijām kosmosā. Saules starojums tiek pētīts visos viļņu garuma diapazonos. Tiek mērīta arī no Saules nākošo daļiņu plūsma un ar to saistītie starpplanētu magnētiskie lauki.
Saules fizika
astrofizikas nozare, kas pēta Saules evolūciju, uzbūvi un tajā notiekošos procesus, sākot no Saules centrālās daļas līdz tās atmosfēras augšējiem slāņiem
Saistītie šķirkļi
Satura rādītājs
Vieta zinātnes klasifikācijā. Galvenie sastāvelementi
Saules fizika ir astrofizikas nozare. Saules fizikas sastāvelementus veido Saules evolūcijas, Saules uzbūves un Saulē notiekošo fizikālo procesu pētniecība. Ar Saules fiziku cieši saistīta ir Saules vēja un tā ietekmes uz Zemes procesiem pētniecība. Saules vējš ir no Saules nākošo daļiņu plūsma. Daļa no tā nonāk arī Zemes tuvumā.
Īsa vēsture
Pirmie mūsdienu dabaszinātnei atbilstoši priekšstati par Saules dabu izveidojās 16. gs. beigās, kad Nikolajs Koperniks (latīņu Nicolaus Copernicus, poļu Mikołaj Kopernik, vācu Niklas Koppernigk) nāca klajā ar heliocentrisko Visuma uzbūves teoriju, Džordāno Bruno (Giordano Bruno) izteica pieņēmumu, ka Saule ir līdzīga zvaigznēm, un Galileo Galilejs (Galileo Galilei) pirmo reizi ieraudzīja Saules plankumus teleskopā. Tomēr jautājums par Saules iekšējo uzbūvi un tās enerģijas avotiem palika neskaidrs līdz pat 1938. gadam, kad Karls fon Vaiczekers (Carl Friedrich Freiherr von Weizsäcker) un Hanss Bēte (Hans Albrecht Bethe) nonāca pie atziņas, ka Saules un arī pārējo zvaigžņu enerģijas avots ir kododoltermiskā reakcija – ūdeņraža pārvēršanās hēlijā. Eksperimentālu pierādījumu šai idejai deva Saules neitrīno novērojumi 20. gs. otrajā pusē. Saules masu (un arī pārējo planētu masu) attiecībā pret Zemes masu noteica Īzaks Ņūtons (Sir Isaac Newton) 1600. gadā, izmantodams paša atklāto gravitācijas likumu un Saules diennakts paralaksi. Lai noteiktu Saules absolūto masu, bija nepieciešams zināt gravitācijas konstantes vērtību, ko 1798. gadā noteica Henrijs Kevendišs (Henry Cavendish), izmērot divu nelielu ķermeņu savstarpējās pievilkšanās spēku.
Kaut arī sistemātiski Saules plankumu novērojumi ir veikti kopš to pirmajiem novērojumiem ar teleskopu (ap 1610. gadu), to parādīšanās un biežuma periodisko izmaiņu ciklus atklāja Zāmuels Švābe (Samuel Heinrich Schwabe) tikai 1843. gadā, lai arī, balstoties uz novērojumiem, hipotēzi par periodiskumu jau 1775. gadā izteica Kristiāns Horebovs (Christian Pedersen Horrebow). Mūsdienās tos saista ar Saules aktivitātes cikliem.
Detalizētāki pētījumi Saules fizikā sākās 19. gs. To pamatā bija augstākas izšķirtspējas attēli, ko ieguva, izmantojot jaunus Saules novērošanas instrumentus. Anrī-Aleksandrs Delandērs (Henri-Alexander Deslander) un Džordžs Heils (George Ellery Hale) Saules fotografēšanai ļoti šaurā spektra diapazonā izgudroja spektroheliogrāfu. To lietojot, kļuva pieejami monohromatiski Saules attēli izvēlētajā spektrālajā līnijā. A.-A. Delandērs ieviesa arī Saules atmosfērā esošo atomu ātruma reģistrāciju, novērojot Doplera efektu šo atomu starojuma spektrālajās līnijās. Dž. Heils atklāja Saules plankumu magnētiskos laukus, novērojot spektrālo līniju sadalīšanos vairākās komponentēs (Zēmana efektu). Viņš lēsa, ka Saules plankumu magnētisko lauku stiprums ir daži tūkstoši gausu (1000 G = 0,1 T). Salīdzinot Saules plankumu spektrus ar laboratorijas mērījumiem, viņš atklāja, ka to temperatūra ir zemāka, salīdzinot ar pārējo Saules atmosfēru.
1931. gadā franču astronoms Bernards Ljo (Bernard Ferdinand Lyot) ieviesa koronorogrāfiju augšējās Saules atmosfēras – Saules vainaga – monohromatiskiem novērojumiem. Līdz tam Saules vainaga starojums bija redzams tikai aptumsumu laikā. Izrādījās, ka vainaga forma mainās līdz ar Saules aktivitātes ciklu.
Jau 19. gs. beigās Saules spektrā tika novērotas neizprotamas spektrālās līnijas, kas sākotnēji, ņemot vērā tobrīd zināmās Saules virsmas un zemāko atmosfēras slāņu temperatūras, tika skaidrotas kā piederošas vēl nezināmam elementam. Tikai 1939. gadā Valters Grotrians (Walter Robert Wilhelm Grotrian) un 1940. gadā Bengts Edlēns (Bengt Edlén) šīs līnijas identificēja kā piederošas vairākkārt jonizētiem dzelzs atomiem. Tas nozīmēja, ka Saules vainagā temperatūra mērāma miljonos grādu un ir ievērojami augstāka nekā uz Saules virsmas.
Pēc 1960. gada astrofiziķi saprata, ka Saules novērojumi kalnos un kosmosā var radikāli samazināt atmosfēras traucējošo ietekmi. Amerikas Savienotajās Valstīs (ASV) tika izveidots kalnu observatoriju komplekss: Kita smailes Nacionālā observatorija (Kitt Peak National Observatory), Lielā Lāča Saules observatorija (Big Bear Solar Observatory), Sanfernando observatorija (San Fernando Observatory). Saules atmosfēras pētījumu uzplaukums no kosmosa redzamā ultravioletā un mīkstā rentgena starojuma diapazonā sākās kosmisko aparātu Joho (Yohkoh, 1991) un Saules un heliosfēras observatorijas (Solar and Heliospheric Observatory, SOHO, 1995) darbības laikā. Šie pētījumi kļuva vēl modernāki, kopš jaunākie – Hinode (Hinode, 2006) un Saules dinamiskās observatorijas (Solar Dynamics Observatory, SDO, 2010) – satelīti nodrošina augstā izšķirtspējā gan Saules novērojumus ultravioletā starojuma līnijās, gan arī tās virsmas magnētisko lauku attēlus. Pētījumos attēlus var papildināt ar detalizētu skaitlisko modelēšanu.
Galvenās teorijas un pamatjēdzieni
Saules veidošanos skaidro gravitācijas teorija. Saule, līdzīgi kā citas zvaigznes, ir izveidojusies gravitācijas ietekmē, veidojoties starpzvaigžņu vides sabiezējumiem, kas saraušanās rezultātā sasilst. Kad temperatūra un spiediens sabiezējuma centrā (kas nu jau ir gāzu lode) sasniedz tam nepieciešamās vērtības, sākas kodolsintēzes reakcijas, kuru izdalītā enerģija darbojas pretim gravitācijas spēkam un saraušanos palēnina, līdz aptur to pavisam. Pašreiz Saule ir gāzu lode, kuras sastāvā (pēc masas) ir 70 % ūdeņraža, 28 % hēlija un 2 % citu elementu. Šī gāzu lode atrodas līdzsvarā – to satur kopā gravitācijas spēks, bet tai saspiesties neļauj no tās dzīlēm nākošā enerģija. Enerģijas avots ir kodolsintēzes reakcija (ūdeņraža pārvēršanās hēlijā), kas notiek gāzu lodes centrālajā apgabalā, kur temperatūra un spiediens ir tam pietiekams. Temperatūra uz Saules ir pietiekami augsta, lai daļa elektronu nebūtu piesaistīti atsevišķiem atomu kodoliem, bet brīvi starp tiem pārvietotos. Šādu elektrovadošu vielas stāvokli sauc par plazmu.
| Saules raksturlielumi | |
| Rādiuss | 6,96 . 108 m |
| Masa | 2 . 1030 kg |
| Starjauda | 3,84 . 1026 W |
| Redzamās virsmas (fotosfēras) temperatūra | 5775 K |
| Temperatūra centrā | 1,55 . 107 K |
| Spiediens centrā | 2,3 . 1016 Pa |
Avots: Žagars, J. un Vilks, I., Astronomija augstskolām, Rīga, LU Akadēmiskais apgāds, 2007.
Saules iekšējā uzbūve – galvenie slāņi
Saules centrā atrodas Saules kodols – apgabals, kurā spiediens un temperatūra ir pietiekami, lai norisinātos kodolsintēzes reakcija – ūdeņraža pārvēršanās hēlijā. Virzienā uz ārpusi temperatūra un spiediens samazinās, un kodolreakcijas pakāpeniski izbeidzas. Nosacīti pieņem, ka kodola zonas rādiuss ir 175 000 km.
Kodolsintēzes reakciju rezultātā atbrīvojusies enerģija (izņemot 1,3 % kodolreakciju rezultātā radušos neitrīno, kas izstarojas starpplanētu telpā, enerģiju) nonāk apgabalā, kas aptver kodolu – starojuma pārneses zonā. Šajā zonā enerģija rentgena un gamma starojuma veidā, daudzkārtīgi absorbējoties un izstarojoties, virzās tālāk uz Saules ārpusi. Šīs zonas biezums ir 315 000 km.
Tālāk atrodas 210 000 km bieza t. s. konvektīvā zona, kurā enerģijas pārnesi nodrošina vielas konvekcija, t. i., siltuma izplatīšanās, pārvietojoties vidi veidojošām vielas daļiņām. Pie šīs zonas iekšējās robežas viela sasilst un, kļūstot mazāk blīvai, “uzpeld”, dodot vietu vēsākai un mazāk blīvai vielai no tuvāk virsmai esošiem slāņiem.
Konvekcijas rezultātā, pakāpeniski atdziestot, viela paceļas līdz Saules redzamā diska ārējam slānim – 350 km biezajai fotosfērai, kas izstaro gandrīz visu Saules redzamajā elektromagnētisko viļņu spektra daļā esošo starojumu un līdz ar to arī enerģiju. Viela, atdevusi savu enerģiju fotosfērā starojuma veidā, atdziest, kļūst blīvāka un nolaižas Saules dzīlēs pēc jaunas enerģijas porcijas. Fotosfērā veidojas gan Saules starojuma nepārtrauktais spektrs, gan līnijspektrs – t. s. Fraunhofera līnijas. Saules fotosfēra nav viendabīga. Tajā novērojamas t. s. granulas – salīdzinoši nelieli veidojumi ar diametru apmēram 1000 km un dzīves laiku ap 10 minūtēm, kā rezultātā Saules virsma lielā palielinājumā šķiet graudaina. Tās ir konvektīvas šūnas, kuru vidusdaļā viela “uzpeld”, bet gar malām “grimst”, un to cēlonis ir zem fotosfēras esošās konvektīvās zonas vielas kustība. Fotosfērā novērojami arī Saules plankumi – uz Saules diska gaišā fona redzami līdz vairākiem desmitiem tūkstošiem kilometru lieli veidojumi ar temperatūru ap 4200 K, kas uz pārējās karstākās fotosfēras fona izskatās tumši. Saules plankumu novērojumi dod iespēju pētīt Saules rotāciju.
Saules atmosfēra
Saules slāņus virs fotosfēras sauc par Saules atmosfēru, un tā, līdzīgi kā zemākie Saules slāņi, sastāv no sakarsētas gāzes, kas atrodas plazmas agregātstāvoklī. No fotosfēras Saules atmosfēru atšķir tas, ka tajā elektromagnētiskais starojums kopumā (ja neskaita konkrētas absorbcijas līnijas) tiek vāji absorbēts, un līdz ar to vide ir “caurspīdīga”.
Saules atmosfērā izdala trīs galvenos slāņus: hromosfēru, pārejas slāni un Saules vainagu.
Saules hromosfēra ir 3000–5000 km biezs Saules atmosfēras slānis, kura ietvaros sākotnēji turpina samazināties gāzes temperatūra un blīvums, līdz izpaužas šobrīd vēl viennozīmīgi nenoteikts Saules atmosfēras uzsilšanas process, kā rezultātā gāzes temperatūra līdz ar augstumu atkal pieaug.
Lielākā temperatūrā hēlijs, kas masas ziņā veido 25 % no Saules atmosfēras, tiek pilnībā jonizēts un daudz neefektīvāk izstaro absorbēto siltumenerģiju, kas vēl vairāk veicina temperatūras pieaugumu. Tādējādi virs hromosfēras veidojas dažu simtu kilometru biezs pārejas slānis, kurā gāzes temperatūra strauji pieaug līdz vairāk nekā 106 K.
Virs pārejas slāņa atrodas Saules vainags jeb korona, kur temperatūra mērāma miljonos grādu, bet blīvums turpina samazināties. Ņemot vērā, ka gāze ir jonizēta, šī slāņa struktūru un dinamiku lielā mērā nosaka magnētiskais lauks. Izmantojot atbilstošus filtrus, Saules vainagā var novērot magnētiskā lauka kūļu veidotās cilpas. Saules vainaga forma un izmēri ievērojami mainās atkarībā no Saules aktivitātes cikla fāzes.
Saules vējš
Sākot no aptuveni 700 000 km augstuma virs fotosfēras, Saules vainags pakāpeniski pāriet starpplanētu telpā, ko piepilda Saules vējš, kas ir pastāvīga elektriski lādētu daļiņu – elektronu, protonu, jonu – plūsma. Saules vēja daļiņas Saules atmosfērā ir paātrinātas līdz enerģijai, kas ļauj tām pamest Sauli un aizplūst starpplanētu telpā, aizraujot sev līdzi arī tām piesaistīto Saules magnētisko lauku. Saules aktivitāte un izmaiņas tās magnētiskajā laukā, kas iestiepjas arī starpplanētu telpā, nosaka kosmiskos laikapstākļus. Tos raksturo Saules rentgena un ultravioletā (UV) starojuma līmenis, magnētiskais lauks un Saules vēja daļiņu ātrumi.
Lielu interesi izraisa kosmisko laikapstākļu ietekme uz Zemes magnetosfēru, atmosfēru un biosfēru. Šī ietekme notiek caur dažādu un savstarpēji saistītu parādību ķēdēm un var mainīties gan lēni un nepārtraukti – līdz ar Saules kā zvaigznes ilgtermiņa izmaiņām, gan cikliski – Saules aktivitātes ciklos, gan pēkšņi – pēc Saules uzliesmojumiem un koronālās masas izvirdumiem.
Kosmisko laikapstākļu izmaiņas pēc spēcīga Saules uzliesmojuma sniedz priekšstatu par šīs ietekmes amplitūdu un straujāko dinamiku. Apmēram astoņas minūtes pēc Saules uzliesmojuma Zemes tuvumā esošajā telpā tiek reģistrēts elektromagnētiskais impulss, un rentgenstaru un UV starojuma pastiprināšanās izraisa Zemes atmosfēras augšējo slāņu jonizāciju un radio sakaru pasliktināšanos. 10 minūtes pēc uzliesmojuma Zemes tuvumā nonāk augstas enerģijas daļiņas, kas rada draudus kosmosa staciju apkalpēm. Pēc 1,5–2 dienām Zemes magnetosfēru perturbē līdz tai nonākušais Saules plazmas mākonis, izraisot magnētiskās vētras un polārblāzmas. Tiek izjaukta Zemes atmosfēras stabilitāte, kas izraisa dažādas meteoroloģiskas izmaiņas. Zemes magnetosfēras un atmosfēras traucējumu prognozēšana atkarībā no kosmiskajiem laikapstākļiem ir svarīgs, bet grūts praktisks uzdevums.
Saules magnētiskais lauks
Saules liela mēroga magnētiskais lauks pirmajā tuvinājumā ir dipola lauks, taču tas ir periodiski mainīgs, un tā apskats nebūtu pilnīgs, ja nepieminētu arī tā toroidālo (paralēlo Saules ekvatoram) sastāvdaļu, kas parādās Saules aktivitātes maksimumu laikā. Tā kā Saules plankumu cēlonis ir magnētiskais lauks, pēc to parādīšanās biežuma var sekot magnētiskā lauka intensitātes izmaiņām.
Saules magnētiskā lauka izmaiņu pilnais cikls ir periodisks un sastāv no vairākiem periodiem, no kuriem pazīstamākais ir 22 gadu cikls. Tā laikā magnētiskais lauks iziet cauri diviem maksimumiem ar pretējām polaritātēm. Tā kā abos magnētiskā lauka maksimuma laikos ir novērojama pastiprināta Saules aktivitāte, ieskaitot plankumu veidošanos, kas savu maksimumu šajā laikā sasniedz divas reizes, parasti runā par 11 gadu ciklu.
Saules liela mēroga magnētiskā lauka struktūru un tās izmaiņas kvalitatīvi izskaidro ASV zinātnieka Horesa Bebkoka (Horace Welcome Babcock) 1961. gadā izvirzītā Saules dinamo teorija, kas parādīta 3. attēlā. Sākuma momentā, kas atbilst magnētiskā lauka un attiecīgi Saules aktivitātes minimuma periodam, magnētiskais lauks ir dipola lauks. Lauks ir samērā vājš, un plankumu praktiski nav (a). Tālāk svarīgas ir divas Saules īpatnības: 1) Saules diferenciālā rotācija – ekvatoriālie apgabali rotē ātrāk kā poliem tuvākie, 2) magnētiskā lauka piesaiste elektrovadošajai Saules plazmai, – šajā gadījumā ekvatoriālajos apgabalos ātrāk rotējošā plazma “aizvelk” sev līdzi magnētisko lauku, “uztinot” to uz Saules lodes (b, c). Izveidojas divi toroidāli magnētiskā lauka apgabali, un pats lauks, līnijām savijoties, kļūst stiprāks. Magnētiskā lauka “kūļos” vielas blīvums ir mazāks, un tie uzpeld virs fotosfēras, radot bipolāras plankumu grupas. Tā kā šīs grupas ir novietotas nedaudz slīpi attiecībā pret ekvatoru un eksistē diferenciālā rotācija, magnētiskā lauka kūļi samezglojas, radot meridionālu magnētiskā lauka komponenti, kas vērsta pretēji pastāvošajam dipola magnētiskajam laukam (d, e). Gala rezultātā toroidālā lauka komponente pamazām izzūd, bet dipola magnētiskais lauks, izejot caur nulles punktu, iegūst pretēju polaritāti (f). Pēc tam viss process atkārtojas pretējā virzienā un, beidzoties kārtējam 22 gadu ciklam, atjaunojas sākotnējais stāvoklis.
Mazāka mēroga Saules magnētiskais lauks ir cēlonis visiem aktīvajiem procesiem, piemēram, Saules plankumiem, protuberancēm, koronālajiem izvirdumiem un citiem. Magnētiskais lauks uz Saules ir sadalīts nevienmērīgi un koncentrēts kūļos, starp kuriem lauka praktiski nav. Saules plankumos magnētiskā lauka vērtība var sasniegt 0,4 T, bet magnētiskā lauka, kas nosaka Saules magnētisma liela mēroga struktūru, vērtība fotosfēras līmenī ir 10-4 T.
Tā kā Saule sastāv no lielā mērā jonizētas gāzes (plazmas), kas ir teicams strāvas vadītājs, tad magnētiskais lauks un viela Saulē ir saistīti, un izmaiņas magnētiskajā laukā, ko var vizualizēt kā magnētiskā lauka līniju atbilstošu pārvietošanos, iespējamas tikai, vielai pārvietojoties līdzi. Vietās, kur koncentrēts spēcīgs magnētiskais lauks, vielas un magnētiskā lauka sasaistes dēļ konvekcija ir ierobežota un vielas temperatūra ir pazemināta. Šādās vietās novērojami Saules plankumi.
Saules aktīvos procesus galvenokārt nosaka lokālais spēcīgais magnētiskais lauks apgabalos, kuros magnētiskie kūļi līdz ar Saules vielas konvekciju ir pacēlušies fotosfēras līmenī un augstāk, veidojot lokus Saules atmosfērā, kas sākas un beidzas uz Saules virsmas. Turpinoties no konvekcijas izrietošajai vielas kustībai zem Saules virsmas, šeit līdzi pārvietojas arī kūli veidojošās magnētiskā lauka līnijas. Kūļa daļu daudz retinātākajā Saules atmosfērā konvekcija tik ļoti neietekmē un tā ir salīdzinoši stacionāra. Rezultātā kūli veidojošās magnētiskā lauka līnijas pie kūļa pamatnes fotosfērā tiek laika gaitā “savērptas”, uzkrājot magnētiskā lauka enerģiju, līdz notiek magnētiskās pārsaistes process. Šajā pārsaistes procesā magnētiskā lauka līnijas ieņem jaunu, topoloģiski vienkāršāku konfigurāciju. Daļa kūļa ar visu Saules vielu vairs nav piesaistīta Saules virsmai un izplatās starpplanētu telpā kā koronālās masas izvirdums. Magnētiskās pārsaistes procesā tiek paātrinātas arī Saules vielas lādētās daļiņas, kas izstaro radiostarojumu un rentgenstarojumu. Daļiņas pārvietojas pa kūļa daļu, kas vēl ir piesaistīta Saules virsmai, un ietriecas blīvākajos zemākajos atmosfēras slāņos. Rezultātā tie tiek uzkarsēti un izstaro arī ultravioleto starojumu. Viss starojums kopumā veido Saules uzliesmojumu.
Praktiskā un teorētiskā nozīme
Saule ir Zemei tuvākā zvaigzne, līdz ar to iespējams detalizēti novērot un teorētiski modelēt fiziskos procesus ne tikai Saulē, bet arī citās zvaigznēs. Īpaši tas attiecas uz Saulei līdzīgām zvaigznēm – dzeltenajiem punduriem. Nozīmīgs teorētisko un praktisko interešu virziens ir spēcīgie magnētiskie lauki Saules atmosfērā. Zinātniekiem Saules plazma ir kā magnetizētas plazmas novērojumu un pētījumu laboratorija. Saules fizikai ir liela nozīme arī ar citām fizikas jomām saistīto jautājumu risināšanā. Piemēram, 20. gs. 60. gados, uzsākot no Saules nākošo elektronu neitrīno novērojumus, konstatēja, ka elektronu neitrīno plūsma ir tikai aptuveni viena trešdaļa no sagaidāmās, balstoties uz Saules iekšienes un tajā notiekošo kodolreakciju modeļiem. Šādi novērojumi apstiprināja teorētisko hipotēzi, ka neitrīno piemīt masa un tādējādi ir iespējamas svārstības starp dažādiem neitrīno veidiem. Svārstību rezultātā daļa no Saules iekšienē radītajiem elektronu neitrīno ceļā līdz Zemei pārveidojas par citiem neitrīno (mionu vai tau), kas mērījumos izmantotajos detektoros netika reģistrēti. Neitrīno daļiņu nenulles masas konstatējums lika ieviest izmaiņas elementārdaļiņu fizikas standartmodelī, kā rezultātā četri Saules neitrīno novērojumu veicēji tika apbalvoti ar Nobela prēmiju fizikā.
Saules aktivitātes izpausmes – augstas enerģijas daļiņas Saules vējā, koronālās masas izvirdumi – ietekmē Zemes magnetosfēru, atmosfēru un biosfēru un rada draudus satelītiem, astronautu veselībai un komunikācijas sistēmām uz Zemes. Spēcīgas magnētiskās vētras ietekmē augstsprieguma pārvades līniju, kabeļu un cauruļvadu infrastruktūras darbību, no ierindas var tikt “izsists” liels skaits transformatoru, bez elektrības atstājot plašas teritorijas. Saules fizikas pētījumi dod iespēju sniegt prognozes par draudiem, ko rada šīs un citas ar Saules aktivitāti saistītās parādības. Zemes magnetosfēras un atmosfēras traucējumu prognozēšana atkarībā no kosmiskajiem laikapstākļiem ļauj veikt un sagatavot pasākumus, kas mazina uz Saules notiekošu procesu iespējami kaitīgo ietekmi uz radiosakaru stabilitāti, astronautikas drošību, meteoroloģisko prognožu kvalitāti un citām parādībām.
Saule ietekmē uz Zemes mītošos organismus ne tikai ar stabili piegādātās enerģijas kopējo daudzumu. Ir atklātas korelācijas starp Saules aktivitātes līmeni, tās radītajām Zemes magnētiskā lauka izmaiņām un procesiem biosfērā. Saule ir galvenais enerģijas piegādātājs visiem uz Zemes notiekošajiem procesiem, tādēļ var arī sagaidīt, ka uz tās notiekošais varētu izšķirošā veidā ietekmēt uz Zemes valdošo klimatu. Tomēr Saules ietekme ir daudz sarežģītāka, kā varētu domāt. Piemēram, kopš laika, kad Saule izveidojās kā stabila zvaigzne, tās spožums ir pieaudzis par 30 %, tomēr Zemes virsmas temperatūra noteikti tik ievērojami nav mainījusies. Saules ietekmi uz klimatu ilgtermiņā (gadu tūkstošos) daļēji izskaidro leduslaikmetu cēloņu teorijas. Mūsdienās tiek uzskatīts, ka īstermiņā (laikā, kas īsāks par apmēram 1000 gadiem) Saules aktīvo procesu izmaiņas kopā ar, piemēram, vulkāniskajiem procesiem var būt noteicošais faktors Zemes klimata izmaiņām līdz laika periodam, kad antropogēnu procesu ietekmē atmosfēra tika papildus bagātināta ar siltumnīcas gāzēm. Savukārt 20. un 21. gs. izskaidrot klimata izmaiņas un globālo sasilšanu tikai ar neantropogēniem procesiem neizdodas. Tomēr šos procesus ir svarīgi turpināt pētīt, jo tie var vājināt vai pastiprināt siltumnīcu gāzu ietekmi. Bez tam Saules aktīvo procesu radītās perturbācijas Zemes atmosfērā var ietekmēt tās cirkulāciju un līdz ar to – reģionālo klimatu.
Pētniecības metodes
Saules īpašības atbilst citu tāda paša lieluma un masas zvaigžņu īpašībām. Līdz ar to attiecībā uz spīdekļa struktūru, enerģijas avotiem un spektriem Saules fizika risina līdzīgas problēmas un pielieto līdzīgas metodes kā zvaigžņu fizika. Problēmām, kuras grūti atrisināt tiešā veidā ar novērojumu palīdzību, izmanto teorētiskos modeļus. Dažu modeļu piemēri, ko izmanto Saules vispārīgāko īpašību raksturošanai, ir: 1) plazmas konvekcijas dinamo modeļi, kas izskaidro Saules 11 gadu darbības ciklu; 2) magnētiskās konfigurācijas modeļi, kas skaidro Saules uzliesmojumus; 3) Saules vēja veidošanās un paātrināšanās modeļi.
Saules virsējo slāņu pētījumu pamatā ir novērojumu metodes, kas tiek iedalītas pēc izmantoto viļņu garuma diapazona: Saules radiostarojuma, infrasarkanās, optiskās, ultravioletās un rentgenstaru astronomijas metodes. Tās tiek izmantotas gan uz Zemes, gan kosmosā novietotās Saules observatorijās.
Dažādas pētniecības metodes ir papildinošas. Spektrālo līniju novērojumi sniedz augstas izšķirtspējas attēlus, bet starojuma intensitāte ir sarežģīti atkarīga no temperatūras un attiecīgo elementu daudzuma novērotajā struktūrā, tāpēc nav vienkārši tikai no novērojumiem vien izdarīt viennozīmīgus secinājumus par vielas blīvumu un temperatūru. Šādā ziņā noderīgi ir radionovērojumi – radiostarojuma intensitāte, ja novērošanas brīdī nav Saules uzliesmojuma, ir daudz tiešāk atkarīga no vielas blīvuma un temperatūras.
Attālinātu novērojumu metodes sarežģī tas, ka tiek novērots kopējais starojums no visiem slāņiem un struktūrām, kas atrodas izvēlētajā skata līnijā, bet dažādos attālumos. Saules vēja pētījumos nozīmīgus papildinošus novērojumus sniedz kosmisko aparātu veikti Saules vēja lokālie mērījumi.
Saules iekšējo slāņu pētīšanā bez teorētiskiem modeļiem liela nozīme ir Saules seismoloģijai. Uz Saules ir novērojamas nelielas “saulestrīces”, un, novērojot to radītās starojuma izmaiņas, iespējams spriest par seismisko viļņu izplatīšanos Saules iekšienē, līdz ar to – par tur esošās vielas fizikālajām un ķīmiskajām īpašībām.
Pašreizējais attīstības stāvoklis
Lai gan Saules uzbūve un uz tās notiekošie procesi ir plaši pētīti un izskaidroti, joprojām pastāv virkne aktuālu, līdz galam neatrisinātu problēmu. Šeit minētas dažas no svarīgākajām.
Saules aktivitātes ciklu prognozēšana
Ņemot vērā Saules aktīvo procesu ietekmi uz Zemi un tās biosfēru, aktuāla problēma ir Saules aktivitātes prognozēšana laika posmos – sākot no gada līdz vairākiem simtiem gadu. Lai arī zināmi dažādi Saules aktivitātes cikli, no kuriem pazīstamākais ir 11 gadu cikls, tomēr to kārtējās izpausmes prognozēšana vēl nav atrisināta. Pašlaik zinātnieku galvenā uzmanība ir pievērsta iespējām precīzāk prognozēt katra nākamā 11 gadu aktivitātes cikla uzvedību, ko raksturo tā ilgums un t. s. Saules plankumu skaitļa, kas atspoguļo plankumu un to grupu skaitu, amplitūda. Tiek mēģināts arī risināt jautājumu, vai un kad varētu būt gaidāms ilgstošs (līdz dažiem simtiem gadu) Saules aktivitātes samazinājums. Tiek lietotas empīriskas metodes, kas balstās uz Saules aktivitātes novērojumiem pagātnē, kā arī tiek izmantoti dažādi precizēti un tālāk attīstīti Saules magnētiskā lauka veidošanās dinamo modeļi, tomēr pagaidām neeksistē vienota un uzticama šādas prognozēšanas metodika.
Par vienu no autoritārākajiem šajā jomā tiek uzskatīts ASV Nacionālās okeānu un atmosfēras administrācijas (National Oceanic and Atmospheric Administration, NOAA), Nacionālās aeronautikas un kosmosa administrācijas (National Aeronautics and Space Administration, NASA) un Starptautiskā Kosmiskās vides pakalpojumu sniedzēja (International Space Environmental Services, ISES) sponsorētais forums, kas cenšas veidot “oficiālu”, zinātnieku sabiedrības akceptētu prognozi vismaz katram nākamajam Saules aktivitātes 11 gadu ciklam. 2019. gada decembra foruma prognoze vēstīja, ka nākamais Saules aktivitātes cikls (kas arī aizsākās 2019. gada decembrī) varētu būt visai līdzīgs iepriekšējam, t. i., vājāks par vidējo, un piedzīvot maksimumu 2025. gadā jūlijā. Tomēr tas nav vienīgais uzskats. Eksistē dažādas prognozes, pat tādas, ka šis aktivitātes cikls varētu būt pat pats spēcīgākais visā līdzšinējo novērojumu gaitā.
Saules aktīvo apgabalu plazmas loku nestabilitāte un no tās izrietošā uzliesmojumu un koronālās masas izvirdumu prognozēšana
Joprojām ir ierobežotas iespējas prognozēt, kurā brīdī Saules aktīvo apgabalu magnētiskā lauka kūļiem atbilstošie plazmas loki Saules atmosfērā kļūs nestabili un izvirdīs vai radīs uzliesmojumus. Līdz ar to arī kosmisko laikapstākļu prognozēs joprojām nozīme ir ne tikai skaitliskai modelēšanai, bet arī empīriskām sakarībām starp aktīvo apgabalu struktūru un aktivitāti.
Saules vainaga augstā temperatūra
Līdz galam nav noskaidroti cēloņi Saules vainaga augstajai temperatūrai (~106 K) salīdzinājumā ar Saules virsmu (5000 K). Šis jautājums ir starp nozīmīgākajiem izvirzītajiem zinātniskajiem uzdevumiem Pārkera Saules zondes (Parker Solar Probe) kosmiskā aparāta misijai, kā arī Saules pētniekiem vispār. Divas galvenās hipotēzes vieno tas, ka visa pamatā ir plazmas turbulence Saules iekšienē. Viena hipotēze postulē, ka tās radītās svārstības tālāk izplatās Saules atmosfērā, kur to enerģija tiek izkliedēta. Otra hipotēze temperatūras pieaugumu skaidro ar šīs turbulences izraisītiem maza mēroga (un līdz ar to līdz šim nenovērotiem), bet biežiem uzliesmojumiem (“nanouzliesmojumiem”). Šobrīd nav gūti pārliecinoši pierādījumi, ka šie vai kādi citi no iespējamiem mehānismiem ir izplatīti uz Saules pietiekošā mērā, lai nodrošināto nepieciešamo enerģijas pieplūdi un izrietošo temperatūras pieaugumu Saules atmosfērā.
Nozīmīgākās Saules pētīšanas zinātniskās institūcijas un instrumenti
Lielāko daļu Saules pētījumu veic starptautiski zinātnieku kolektīvi, kuru locekļi strādā zinātniskās iestādēs visā pasaulē. Kā nozīmīgākā tieši ar Saules pētniecību saistītā zinātniskā institūcija minama ASV Nacionālā Saules observatorija (National Solar Observatory).
Nozīmīgākie kosmosā izvietotie instrumenti Saules pētīšanai: 2018. gadā orbītā ap Sauli palaistā Pārkera Saules zonde (NASA), kam 2020. gadā sekoja Saules orbitālā stacija (Solar Orbiter; Eiropas Kosmosa aģentūra, European Space Agency, ESA). Pārkera Saules zonde ir Saulei jebkad vistuvāk pielidojušais kosmiskais aparāts, kas spēj veikt tiešus un lokālus Saules vēja mērījumus tuvu tā avotiem. Misijas gaitā plānots, ka tas pietuvosies līdz pat 0,04 astronomisko vienību attālumā no Saules. Salīdzinājumam – Saules orbitālā stacija nenonāks tik tuvu – tikai 0,28 astronomiskās vienības, bet uz tās ir plašāks mērinstrumentu klāsts attālinātiem mērījumiem, kas ļauj labāk saistīt procesu novērojumus uz Saules virsmas ar lokālajiem Saules vēja mērījumiem kosmiskā aparāta atrašanās vietā. Papildus nozīmīgi, ka Saules orbitālās stacijas orbīta būs slīpa pret Saules ekvatoru, kas ļaus novērot līdz šim maz pētītos Saules polāros apgabalus.
Novērojumiem no Zemes virsmas joprojām aktīvi tiek izmantoti Sakramento un Kitija smaiļu (Sacramento Peak, Kitt Peak, ASV) optiskie Saules teleskopi. Lielākie optiskie Saules teleskopi pasaulē ir Lielā Lāča Saules observatorijā esošais Gūda Saules teleskops (Goode Solar Telescope) ar diametru 1,6 m un 2019. gadā pirmos Saules attēlus ieguvušais 1,8 m Ķīnas Lielais Saules teleskops (Chinese Large Solar Telescope, CLST). Tiek būvēti arī jauni Saules novērojumiem paredzēti teleskopi – 2021. gadā pabeigts 4 m lielais Daniela Inueja Saules teleskops (Daniel K. Inouye Solar Telescope, DKIST) Havaju salās, bet 2028. gadā plānots pabeigt Eiropas Saules teleskopu (European Solar Telescope, EST) ar 4,2 m spoguli Kanāriju salās.
Latvijā ar Saules pētniecību nodarbojas zinātnieku grupa Ventspils Starptautiskajā radioastronomijas centrā.
Ievērojamākie pētnieki
Saules fizikas attīstībā gadsimtu gaitā būtisku ieguldījumu devuši daudzi ievērojami pētnieki, un lielākajai daļai no viņiem ir ievērojami nopelni arī citās fizikas nozarēs. Mūsdienās Saules fizikas problēmas risina lieli zinātnieku kolektīvi, un ir praktiski neiespējami izdalīt tikai dažus ievērojamākos pētniekus. Šeit uzskaitīti daži fiziķi, kuru vēsturiskais ieguldījums mūsdienu Saules fizikā ir ļāvis risināt pašas svarīgākās problēmas, minot viņu būtiskāko ieguldījumu tieši Saules fizikā.
- Judžīns Pārkers (Eugene Newman Parker) teorētiski paredzēja vēlāk novēroto virsskaņas Saules vēju un ir autors “nanouzliesmojumu” teorijai.
- Džordžs Heils (George Ellery Hale) atklāja Saules plankumu magnētiskos laukus, novērojot spektrālo līniju sadalīšanos vairākās komponentēs (Zēmana efektu).
- Horess Bebkoks (Horace Welcome Babcock) izveidoja Saules dinamo teoriju, kas vislabāk kvalitatīvi izskaidro Saules liela mēroga magnētiskā lauka struktūru un tās izmaiņas.
- Hanss Bēte; viņam pieder galvenie nopelni kodolreakciju noskaidrošanā, kas ir Saules enerģijas avots.
Nozīmīgākie periodiskie izdevumi
Nozīmīgākais Saules fizikai veltītais žurnāls ir Solar Physics (kopš 1967. gada, izdod Springer Nature), taču pētījumus Saules fizikā atspoguļo arī plašāki astrofizikai veltītie žurnāli. Zināmākie un ietekmīgākie no tiem ir tādi žurnāli kā Astrophysical Journal (kopš 1895. gada, izdod IOP Publishing) un Astronomy and Astrophysics (kopš 1969. gada, izdod EDP Sciences).
Zinātniskie raksti par Saules vēju, starpplanētu vidi un kosmiskajiem laikapstākļiem tiek publicēti žurnālā Journal of Geophysical Research (kopš 1896. gada, izdod American Geophysical Union).
Populārzinātniski raksti par Saules fiziku latviešu valodā atrodami plaša profila astronomijas tematikai veltītā izdevumā “Zvaigžnotā Debess” (kopš 1958. gada, izdod Latvijas Universitāte).
Multivide
1. attēls. Saules plankumi, novēroti ar teleskopu. 15.07.2002.
2. attēls. Saules vainags, redzams uz aptumsuma laikā Mēness aizsegtā Saules diska fona. Ap diska malām redzami rozā Saules vielas izvirdumi – protuberances. 20.08.2017.
3. attēls. Saules dinamo darbība.
4. attēls. Vidējais Saules plankumu skaitlis pa gadiem, kas parāda Saules aktivitātes līmeni.
5. attēls. Saules uzbūve un Saules vējš.
6. attēls. Saules vielas izvirdums Hα līnijā. 01.05.2013.
7. attēls. Saules aktīvais apgabals redzamajā gaismā (pa kreisi), kur redzams kā Saules plankums fotosfērā, (pa labi) ultravioletajā gaismā, kas atbilst spektrālajai līnijai no Saules atmosfēras slāņiem ar raksturīgo temperatūru 2,5 . 106 K.