Saulės užtemimas

Sáulė, žvaigždė, aplink kurią skrieja Žemė ir kitos Saulės sistemos planetos; planetų šviesos ir šilumos šaltinis.

Savybės

Saulė yra pagrindinės sekos geltonoji nykštukė, jos regimasis ryškis –26,75, absoliutusis ryškis 4,82, spektrinis tipas G2 V, paviršiaus temperatūra 5780 K. Jos spinduliuojama galia visame elektromagnetinių bangų ruože (šviesis) 3,84 × 1026 W. Apie 95 % galios Saulė spinduliuoja 290–2500 nm bangų ilgių intervale, o jos maksimumas yra ties 460 nm. Saulės sukuriama paviršiaus ploto vieneto, esančio vidutiniame Žemės nuotolyje nuo Saulės ir statmeno spindulių sklidimo krypčiai, visuminė energinė apšvieta (Saulės konstanta) yra 1366 W/m2. Saulės spektras – absorbcinis, kuriame tolydinio spektro fone išskiriama daugiau kaip 20 000 absorbcijos linijų, priskiriamų 74 cheminiams elementams. Dėl Žemės orbitos ekscentriciteto atstumas iki Saulės nepastovus: mažiausias – 1,471 × 108 km (sausio mėnesį), didžiausias – 1,521 × 108 km (liepos mėnesį); vidutinis – 1,496 × 108 km (astronominis vienetas – au). Vidutinis kampinis skersmuo 0,533°, vidutinis linijinis skersmuo 1,392 × 106 km. Saulės masė 1,989 × 1030 kg, maždaug 330 000 kartų didesnė už Žemės masę. Saulė sukasi apie savo ašį ta pačia kryptimi, kaip ir Žemė, tačiau sukimosi apie ašį periodas priklauso nuo platumos – trumpiausias ties pusiauju (25 d) ir palaipsniui ilgėja ašigalių link (ties jais siekia 34 d). Pusiaujo plokštumos posvyris į ekliptiką 7,25°. Ramios Saulės vidutinis magnetinis laukas nestiprus (magnetinio lauko indukcija apie 0,2 mT), tačiau jo poliškumas ir stipris nepastovus. Magnetiniai laukai, susiję su Saulės aktyvumu, yra tūkstančius kartų stipresni.

1 lent. Saulės parametrai
vidutinis atstumas nuo Žemės 1,496 × 108 km
regimasis vizualinis ryškis –26,75
absoliutusis vizualinis ryškis 4,82
regimasis kampinis skersmuo 0,527°–0,545°
spektrinė klasė G2 V
pusiaujo skersmuo 1,391 × 106 km
paplokštumas 9 × 10–6
masė 1,989 × 1030 kg
vidutinis tankis 1410 kg/m3
laisvojo kritimo pagreitis (ties pusiauju) 274 km/s2
pabėgimo greitis (ties paviršiumi) 618 km/s
fotosferos efektinė temperatūra 5780 K
šviesis (spinduliavimo galia) 3,84 × 1026 W
pusiaujo plokštumos posvyris į ekliptikos plokštumą 7,25°
apsisukimo apie ašį periodas pusiaujyje 25 d
apsisukimo apie ašį periodas ašigaliuose 34 d

Saulės energijos panaudojimas

Žemėje dėl Saulės energinės apšvietos vyksta natūralūs procesai, kuriami techniniai įrenginiai, kaip ją pakeisti kitomis energijos rūšimis. Chlorofilo turintys augalai, kai kurios bakterijos Saulės energiją naudoja didelės energinės vertės junginių sintezei (fotosintezė); taip apsirūpina maistu patys ir juo aprūpina kitus gyvuosius organizmus. Fotosintezės būdu gauta Saulės energija sukaupta naftoje ir kitose kurui naudojamose naudingosiose iškasenose. Fotosintezės metu išskiriamas deguonis būtinas visiems oru kvėpuojantiems organizmams; jis sudaro ozono skydą, saugantį Žemės gyvuosius organizmus nuo Saulės ultravioletinės spinduliuotės kenksmingo poveikio. Be to, Saulės ultravioletinė spinduliuotė turi ir antiseptinį poveikį – dezinfekuoja Žemės paviršių. Sukurta įrenginių Saulės spinduliuotės energijai panaudoti techninėms reikmėms: šiluminei, elektros energijai gauti (saulės baterija, saulės elementas, saulės elektrinė, saulės energetika), kitoms reikmėms (saulės technika).

Saulės vidinė ir atmosferos sandara: 1 – branduolys, 2 – spindulinė zona, 3 – konvekcinė zona, 4 – fotosfera, 5 – Saulės dėmės, 6 – flokulai, 7 – chromosfera, 8 – vainikas

Saulės dėmė ir fotosferos granuliacija

Saulės vainikas

Sandara

Saulė yra karštos plazmos kamuolys, esantis idealioje pusiausvyroje tarp gravitacijos jėgos, spaudžiančios Saulės sluoksnius į centrą, ir išorėn nukreiptos karštų dujų slėgio jėgos. Kadangi Saulė lėtai sukasi apie savo ašį, jos paplokštumas mažas (9 × 10–6 ); ji yra beveik taisyklingo rutulio formos. Tačiau medžiagos tankis, temperatūra ir slėgis visame Saulės tūryje nėra vienodas. Iš Saulės modelio teorinių skaičiavimų daroma išvada, kad didžiausios šių parametrų vertės yra Saulės centre: temperatūra apie 1,5 × 107 K, slėgis apie 2,3 × 1016 Pa, tankis apie 1,5 × 105 kg/m3. Tolstant nuo centro medžiagos tankis, slėgis ir temperatūra vis mažėja. Skiriamos 3 vidinės zonos: centrinė (branduolys), ją gaubiančios spindulinė ir konvekcinė. Saulės branduolyje, kurio skersmuo apie 4 × 105 km, atomai yra suskilę į atomų branduolių ir elektronų plazmą, vyksta protoninės protoninės (pp) termobranduolinės reakcijos, kuriose susiliejant keturiems vandenilio (1H) branduoliams susidaro vienas helio (4He) branduolys. Susiliejimo metu kiekvieną sekundę apie 4,4 × 109 kg masės virsta gama spindulių fotonais ir neutrinais. Tai pagrindinis Saulės energijos šaltinis. Dalis šios energijos sunaudojama dujų kaitinimui, kita dalis spinduliuotės pavidalu sklinda Saulės paviršiaus link, nedidelę šios energijos dalį nusineša neutrinai, kurie laisvai ištrūksta iš Saulės gelmių ir pasklinda kosminėje erdvėje. Ties šerdies ir spindulinės zonos riba temperatūra sumažėja iki apie 7 × 106 K, o tankis iki apie 104 kg/m3; čia termobranduolinės reakcijos nebevyksta. Branduolinių reakcijų metu atsiradusius didelių energijų fotonus sugeria ir vėl įvairiomis kryptimis paskleidžia aukštesniuose sluoksniuose esanti medžiaga, todėl fotono kelionė nuo termobranduolinės reakcijos vietos iki Saulės paviršiaus užtrunka gana ilgai – apie 200 000 metų (atsiskyręs nuo Saulės paviršiaus fotonas pasiekia Žemę maždaug per 8 min). Kadangi tolstant nuo centro temperatūra mažėja, pamažu mažėja ir aukštyn kylančių fotonų energija, t. y. ilgėja spinduliuotės, pernešančios didžiausią energijos dalį į Saulės paviršių, bangos ilgis. Iš branduolio ištrūkę fotonai toliau sklinda spinduline zona iki konvekcinės zonos, kuri prasideda apie 200 000 km gylyje nuo Saulės paviršiaus. Šių zonų sandūroje temperatūra yra sumažėjusi iki apie 2 × 106 K, o tankis iki 200 kg/m3. Konvekcinėje zonoje plazmos tankis yra per mažas, o temperatūra per žema (plazmos pralaidumas spinduliuotei per mažas), kad iš gelmių kylančią energiją efektyviai perneštų spinduliuotė. Todėl tarp gilesnių ir seklesnių sluoksnių esant dideliems temperatūrų skirtumams atsiranda konvekcija. Iš konvekcinės zonos apačios karštų dujų mases konvekcijos srovės iškelia iki regimojo Saulės paviršiaus – fotosferos (giliau esantys Saulės sluoksniai nematomi), kur jos atvėsta ir vėl nugrimzta gilyn, taip Saulės gelmėse pagaminta energija yra pernešama į Saulės paviršių, nuo kurio ji pasklinda po Visatą. Fotosfera yra itin karštų dujų sluoksnis, neturintis griežtos skiriamosios ribos. Iš šio sluoksnio sklinda diduma Žemę pasiekiančios Saulės spinduliuotės. Fotosferos dujų sudėtyje (pagal masę) daugiausia vandenilio (73,9 %) ir helio (24,7 %), kiti elementai sudaro tik 1,4 %. Temperatūra ties apatine fotosferos riba sumažėja iki 5780 K, o dujų tankis – iki apie 3 × 10–4 kg/m3 (Žemės atmosferos tankis jūros lygyje yra 1,2 kg/m3). Fotosferos storis apie 500 km. Ties viršutine fotosferos riba dujų tankis sumažėja apie 100 kartų, o temperatūra – iki apie 4400 K. Dėl to matomas disko krašto patamsėjimo reiškinys (Saulės disko pakraščiai tamsesni negu disko centras), nes dėl žemesnės temperatūros pakraščių spindesys mažesnis. Dėl konvekcijos fotosfera atrodo kaip margas nuolat kunkuliuojantis paviršius, kuriame keisdamos savo formą tai atsiranda, tai išnyksta šviesesnės dėmės ir tamsūs jas skiriantys tarpai. Šis reiškinys, vadinamas granuliacija, atspindi po fotosfera vykstančią konvekciją. Konvekcijos ląstelių – granulių – matmenys 150–1000 km, atskiros granulės gyvavimo trukmė 5–20 min. Kontrastas tarp šviesių granulių ir tamsių tarpų siejamas su jų temperatūrų skirtumu, kuris siekia apie 300 K. Fotosferoje stebimi nedideli jos paviršiaus plotų radialiniai svyravimai, kurių periodas apie 5 min, o amplitudė siekia iki 500 m/s. Šie svyravimai apima kelių tūkstančių kilometrų skersmens plotus ir periodiškai tai užgęsta, tai vėl atsinaujina. Šiuos svyravimus tiria helioseismologija. Ji teikia žinių apie Saulės vidaus sandarą. Kartais tarp granulių pasirodo dideli tamsūs plotai – Saulės dėmės, kurios gali sudaryti ištisas grupes. Saulės dėmių skaičius yra Saulės aktyvumo rodiklis. Visos dėmės turi stiprius magnetinius laukus, kurie stabdo konvekcinę energijos pernašą fotosferoje. Dėmių aplinkoje dažnai matomi ir šviesesni plotai – fakelai, kurie kartais sužimba netgi anksčiau už dėmes ir išblėsta jau po to, kai išnyksta dėmės. Fakelų temperatūra apie 300 K aukštesnė negu aplinkinės fotosferos, dėl to jie ir šviesesni. Virš fotosferos yra retesnės Saulės atmosferos sluoksnis – chromosfera. Be specialių teleskopų chromosferą galima pamatyti tik per visišką Saulės užtemimą. Kai tokio užtemimo metu Mėnulis visai uždengia fotosferą, chromosfera matoma kaip rausvas žiedas, juosiantis tamsų Mėnulio diską. Šio žiedo išorė atrodo nelygi, dantytais kraštais. Tai aukštyn kylantys plazmos stulpai (spikulės). Saulės disko plote matomos spikulių viršūnės draikosi įvairiomis kryptimis ir sukuria aukštos žolės lauko, per kurį nuvilnijo stiprus vėjo sūkurys, įspūdį. Spikulių skersmuo 200–2000 km, aukštis iki 10 000 km. Plazma jose kyla apie 20 km/s greičiu iki Saulės vainiko, kuriame spikulės išsisklaido. Chromosferos storis apie 1600 km. Jos spektras emisinis, rodantis, kad dujų tankis chromosferoje labai mažas. Kylant aukštyn plazmos tankis sparčiai mažėja (nuo apie 3 × 10–6 kg/m3 chromosferos apačioje iki apie 2 × 10–10 kg/m3 chromosferos viršuje), tačiau temperatūra padidėja nuo 4400 K iki 20 000 K. Chromosferoje virš fotosferinių fakelų plotų matomi šviesūs netaisyklingos formos plotai – flokulai. Joje t. p. pastebimos ir tamsios įvairaus ilgio ir formos gijos. Saulės disko pakraštyje jos nusidriekia tolyn nuo chromosferos į Saulės vainiką – matomi šviesūs dariniai protuberantai. Jie yra arkos arba lanko pavidalo, iškyla iki 50 000 km aukščio virš fotosferos ir būna iki 200 000 km ilgio. Temperatūra protuberantuose 5000–10 000 K. Jų forma ir judėjimo pobūdis siejasi su lokalinio magnetinio lauko struktūra chromosferoje ir vainike. Flokulų aplinkoje dažnai pastebimi staigūs trumpalaikiai Saulės spinduliuotės pliūpsniai – Saulės žybsniai. Spindesio maksimumą žybsnis pasiekia per kelias minutes, o nuslopsta per keliasdešimt minučių. Žybsnio metu paskleidžiamas labai didelis energijos kiekis – iki 6 × 1025 J (prilygsta energijai, kurią išspinduliuoja visa Saulė per 1/6 s). Žybsnio plote padidėja Saulės spinduliavimas visame elektromagnetinio spektro ruože nuo gama ir rentgeno spindulių iki radijo bangų. Tačiau regimoje šviesoje žybsniai retai matomi, nes didžiausioji žybsnio energijos dalis tenka nematomųjų spindulių spektro ruožams. Žybsnio metu per Saulės vainiką į kosmosą dideliu greičiu išsviedžiami karštos plazmos (daugiausia protonų ir elektronų) debesys. Žybsnio metu paskleisti rentgeno ir ultravioletiniai spinduliai gali pasiekti Žemę (maždaug po 8 min) ir sutrikdyti viršutinę Žemės atmosferą, t. p. ir radijo ryšį. Žybsnio nusviestos dalelės gali pasiekti Žemę po kelių valandų ar dienų, vėl sutrikdyti viršutinę Žemės atmosferą ir sukelti įspūdingas poliarines pašvaistes. Manoma, kad didžiulė žybsnių energija yra išlaisvinama dėl Saulės magnetinių laukų sąveikos Saulės dėmių aplinkoje. Virš chromosferos yra plonas apie 100 km storio pereinamasis sluoksnis, kuriame dujų temperatūra staigiai padidėja iki 106 K, o slėgis sumažėja bent 100 kartų. Toliau driekiasi išorinė Saulės atmosferos dalis – vainikas. Jį galima pamatyti visiško Saulės užtemimo metu, kai Mėnulio diskas visai uždengia fotosferą ir chromosferą, arba su specialiais teleskopais, leidžiančiais užtemdyti fotosferos diską. Vainiko spindesys apie milijoną kartų mažesnis už fotosferos spindesį. Vainiko apačioje jonų ir elektronų koncentracija siekia 1015 dalelių/m3 (tankis daugiau kaip milijardą kartų mažesnis už oro tankį Žemėje jūros lygyje), o temperatūra apie 2 × 106 K. Vainiko forma netaisyklinga, struktūra sudėtinga ir keičiasi priklausomai nuo Saulės aktyvumo. Kadangi Saulės vainiko temperatūra labai aukšta, tai iš jo skleidžiami daugiausia rentgeno spinduliai. Todėl rentgeno spinduliuose gautos vainiko nuotraukos geriausiai atskleidžia vainiko struktūrą. Tokiose nuotraukose pastebėti rentgeno spindulių neskleidžiantys dideli plotai – vainiko skylės. Joms būdingas mažesnis plazmos dalelių tankis, žemesnė temperatūra ir silpnesnis magnetinis laukas. Per šias skyles dideliu greičiu (iki 750 km/s) išteka Saulės vėjo – išretėjusios Saulės plazmos – dalelės. Kartais Saulės vainike galima pastebėti didžiulius plazmos burbulus, nusviedžiamus tolyn į tarpplanetinę erdvę (vadinamus vainiko medžiagos išmetomis). Vidutiniškai matoma viena išmeta per parą, tačiau jų dažnis kelis kartus didesnis, kai Saulės aktyvumas didelis, ir kelis kartus mažesnis, kai Saulės aktyvumas mažas. Su viena išmeta 400–1000 km/s greičiu gali būti išsviedžiama apie 1013 kg plazmos. Ši plazma, įsiliedama į Saulės vėją, sukelia jo trikdžius. Saulės vainikas nusidriekia kelis milijonus kilometrų tolyn nuo Saulės ir pamažu pereina į Saulės vėją, tolstantį nuo Saulės apie 500 km/s greičiu. Saulės vėjas tempia su savimi Saulės magnetinio lauko linijas. Kadangi Saulė sukasi apie savo ašį, tai magnetinio lauko linijos susisuka spirale, kuria juda elektringos Saulės vėjo dalelės. Saulės vėjo dalelės pasiekia Žemės aplinką per 2–4 dienas. Sklindant Saulės vėjui tolyn nuo Saulės jo tankis ir slėgis vis mažėja tol, kol susilygina su tarpžvaigždinių dujų tankiu ir slėgiu. Manoma, ši riba yra ties apie 100 au.

2 lent. Saulės cheminė sudėtis
Elementas Procentais pagal atomų skaičių Procentais pagal masę
vandenilis 92,146 73,90
helis 7,753 24,69
deguonis 0,049 0,63
anglis 0,023 0,22
neonas 0,010 0,17
geležis 0,003 0,12
azotas 0,007 0,07
silicis 0,003 0,07
magnis 0,003 0,06
siera 0,001 0,03
visi kiti elementai 0,002 0,04
visi sunkieji elementai 0,101 1,41

Evoliucija

Saulė susidarė prieš 4,57 milijardų metų iš tarpžvaigždinio molekulinio debesies. Amžius nustatytas remiantis šiuolaikine žvaigždžių evoliucijos teorija ir sutampa su seniausių Saulės sistemos uolienų amžiaus radiometriniais matavimais. Pagal žvaigždžių evoliucijos teoriją Saulės masės žvaigždė pagrindinės sekos evoliucijos stadijoje (kai energijos šaltinis yra vandenilio degimo termobranduolinės reakcijos šerdyje) išbūna apie 10 milijardų metų. Dabartinė Saulė yra pagrindinės sekos evoliucijos stadijos pusiaukelėje. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad eikvojantis vandenilio atsargoms Saulės šviesis padidėja maždaug 10 % per 1 milijardą metų. Planetų formavimosi pradžioje Saulės šviesis buvo apie 30 % mažesnis už dabartinį. Degant vandeniliui Saulės šerdyje jos šviesis ir toliau pamažu didės, o šerdyje kaupsis helis. Išsekus vandeniliui šerdyje ji susitrauks, o išoriniai Saulės sluoksniai išsiplės – Saulė taps raudonąja milžine. Trumpą laiko tarpą vyks vandenilio degimo termobranduolinės reakcijos šerdį gaubiančiame sluoksnyje. Kai temperatūra šerdyje pakils iki 108 K, joje prasidės helio degimo termobranduolinės reakcijos: susiliejant trims helio atomo branduoliams susidarys vienas anglies atomo branduolys. Tuomet Saulė taps asimptotinės šakos milžine ir joje prasidės šiluminės pulsacijos, kurių metu ji periodiškai nusimes išorinius sluoksnius. Kai šerdyje baigsis helio ištekliai, ji susitrauks į kompaktišką objektą – baltąją nykštukę, o išoriniai sluoksniai išsiplės, atitols nuo Saulės ir iš jų susidarys planetiškasis ūkas.

Tyrimai

Saulę teleskopais pradėta tirti 17 a. pradžioje – atsiradus pirmiesiems teleskopams. Saulės dėmes pirmieji 1610 ėmė stebėti vokiečių astronomas J. Fabricius ir italų mokslininkas G. Galilei. Pagal regimąjį Saulės dėmių judėjimą per diską G. Galilei pirmą kartą įvertino Saulės sukimosi apie ašį periodą. 1814 vokiečių fizikas J. Fraunhoferis atrado sugerties linijas Saulės spektre ir jas nuodugniai aprašė. 1859 kitas vokiečių fizikas G. Kirchhoffas identifikavo šias linijas su įvairių cheminių elementų linijomis ir iš jų nustatė Saulės cheminę sudėtį. 1843 vokiečių astronomas S. H. Schwabe nustatė, kad Saulės dėmių skaičius kinta apie 11 metų periodu. 1852 šveicarų astronomas R. Wolfas sukūrė Saulės aktyvumo skaičiavimo pagal Saulės dėmes metodiką, naudojamą iki šiol. 1858 anglų fotografas ir astronomijos mėgėjas W. De la Rue padarė pirmąsias Saulės nuotraukas su paties specialiai tam tikslui sukonstruotu teleskopu – fotoheliografu. Nuo to laiko Saulė imta fotografuoti visose pasaulio observatorijose. 1908 Mount Wilsono observatorijoje (Jungtinės Amerikos Valstijos) buvo pastatytas pirmasis bokštinis Saulės teleskopas, su kuriuo tyrinėdamas Saulės dėmių spektrus G. E. Hale’is nustatė – Saulės dėmės turi magnetinį lauką. 1925 C. Payne (Jungtinės Amerikos Valstijos) ištyrė, kad Saulėje vyraujantis elementas yra vandenilis. 1927 A. Eddingtonas (Didžioji Britanija) iškėlė hipotezę – Saulės energijos šaltiniu gali būti 4 vandenilio branduolių susiliejimo į helio branduolį reakcijos. 1938 vokiečių ir amerikiečių fizikas H. A. Bethe įrodė, kad Saulės pagrindinis energijos šaltinis yra termobranduolinės protoninės protoninės reakcijos. 1962 R. Leightonas, R. Noyesas ir G. Simonas (visi Jungtinės Amerikos Valstijos) atrado Saulės paviršiaus osciliacijas. Saulė nuolat stebima ir tyrinėjama antžeminiais optiniais teleskopais ir radioteleskopais, iš kosminių Saulės observatorijų, pvz., SOHO (EKA, nuo 1995), Hinode (Japonija, Jungtinės Amerikos Valstijos ir Didžioji Britanija, nuo 2006), STEREO (Jungtinės Amerikos Valstijos, nuo 2006), SDO (Jungtinės Amerikos Valstijos, nuo 2010). Vizualiniai ir fotografiniai Saulės tyrimai buvo daromi ir senojoje Vilniaus universiteto astronomijos observatorijoje 1852–76. Padaryta apie 900 Saulės nuotraukų. Stebėjimų medžiaga buvo naudojama Saulės dėmių dinamikos, protuberantų ir fakelų tyrimams.

3018