Saulė – tai didžiulis degančių dujų kamuolys, teikiantis mums šviesą ir šilumą. Maždaug tokį mūsų žvaigždės apibūdinimą turbūt pasakytų daugelis. Kai kas gal patikslintų, kad „degantis“ – ne visai tikslus terminas, kiti dar pridėtų Saulės vėją ir audras. Bet pasigilinę daugiau atrasime, kad Saulė – daugiasluoksnis objektas, netgi reiškinys, kuriame vyksta įvairiausi ekstremalūs procesai. Praktiškai visi jie mums gali būti ir naudingi, ir pavojingi, priklausomai nuo situacijos. O kai kuriuos iš šių procesų bandome atkurti ir Žemėje ar pasinaudoti kosmoso tyrimams. Ir visai šitai įvairovei netgi nereikia išeiti už astrofizikų taip mėgstamos sferinės simetrijos ribų. Taigi, kokia ta sferinė Saulė vakuume?

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių rėmėjų Contribee platformoje (kodėl nebe Patreon, skaitykite čia). Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno-kito dolerio per mėnesį, mane paremti galite ir jūs.

Turėdami sferinį objektą, turime ir aiškią vietą, nuo kur galime pradėti jį nagrinėti – centrą. Centrinė Saulės dalis, vadinama branduoliu arba šerdimi (angl. core), užima apie ketvirtį žvaigždės spindulio, taigi apie pusantro procento žvaigždės tūrio. Bet į tą pusantro procento telpa apie pusę žvaigždės masės. Savaime suprantama, ir tankis ten daug didesnis, nei vidutiniškai žvaigždėje – siekia 150 tonų kubiniam metrui, apie dešimt kartų daugiau, nei švino ar aukso tankis normaliomis sąlygomis. Neįsivaizduojamai aukšta ir temperatūra – apie 15 milijonų laipsnių (Celsijaus ar Kelvino skalėje – ne taip ir svarbu, nes jų 273,15 laipsnio skirtumas paskęsta paklaidose).

Tokio milžiniško tankio ir temperatūros pakanka, kad laisvai lakstantys vandenilio branduoliai – protonai – kartais susijungia tarpusavyje, formuoja deuterio branduolius (protono ir neutrono kombinacijas; vienas protonas pavirsta neutronu, išspinduliavęs pozitroną), kurie, savo ruožtu, prisijungia dar vieną protoną ir tampa helio-3 branduoliais, o du helio-3 branduoliai gali susijungti į helio-4 branduolį ir du palaidus protonus. Tai yra tik viena iš termobranduolinių reakcijų, vykstančių žvaigždžių šerdyse, atmainų, vadinama pp grandine; apie ją ir kitas variacijas esu rašęs seniau. Taip pat Saulėje vyksta ir truputį sudėtingesnė reakcijų grupė, vadinama CNO ciklu, kurio metu vandenilio branduoliai jungiasi į helį, dalyvaujant tarpininkams angliai (C), azotui (N) ir deguoniui (O). Praktiškai visa Saulėje generuojama energija – daugiau nei 300 trilijonų trilijonų vatų – sukuriama šių reakcijų metu žvaigždės šerdyje.

Saulėje vykstančias termobranduolines reakcijas bandoma įdarbinti ir Žemėje. Tiesa, Žemėje neįmanoma sukurti tokios stiprios gravitacijos, kaip Saulės centre, ir suspausti plazmos iki tokio aukšto tankio, taigi reaktorių veikimo detalės šiek tiek skiriasi, nors principas iš esmės toks pat: lengvesnius elementus jungti į sunkesnius ir panaudoti proceso metu išsiskiriančią energiją. Vienas skirtumas – magnetinis laukas: žemiškuose reaktoriuose būtent jį bandoma išnaudoti medžiagos suspaudimui, taigi pasiekiamas lauko stiprumas šimtus tūkstančių kartų viršija Žemės, o kartu ir Saulės, magnetinio lauko stiprį. Antra dedamoji – temperatūra: reaktoriuose ji pakeliama iki 10 kartų didesnės vertės, nei Saulės branduolyje. Galiausiai reaktoriuose planuojama naudoti kitokį kurą – ne protonus, o deuterio ir tričio (vieną protoną ir du neutronus turinčių branduolių) mišinį. Šie branduoliai tarpusavyje jungiasi lengviau, nei protonai. Kaip bebūtų, kol kas termobranduolinės sintezės reaktoriai yra tik eksperimentiniai ir jau ne vieną dešimtmetį sakoma, kad iki jų praktinio pritaikymo likę apie 30 metų. Panašiai šnekama ir dabar – apie 2050-uosius galime išvysti pirmąsias komercines termobranduolines jėgaines. Bet ar taip bus iš tiesų, sužinosime tik po trisdešimties (o gal ir mažiau) metų.

Bet dabar grįžkime į Saulės branduolį. Jame vykstančios reakcijos palaiko temperatūrą ir slėgį, kurie priešinasi gravitacijai ir neleidžia žvaigždei trauktis. Tačiau laikui bėgant, vandenilio Saulėje mažėja, o helio – daugėja. Kuo vandenilio mažiau, tuo lėčiau vyksta reakcijos, krenta temperatūra ir slėgis, gravitacija žvaigždę suspaudžia, slėgis išauga ir reakcijos pagreitėja. Šitaip beveik išlaikomas ilgalaikis balansas. Beveik, bet ne visai. Per milijardus metų Saulės branduolys vis traukiasi, taigi priešindamosi gravitacijai termobranduolinės reakcijos vis spartėja. Žvaigždė kaista. Tik gimusi, Saulė švietė apie 30% blausiau, nei šiandien. Po poros milijardų metų ji bus dar 20% šviesesnė. Tiek part išaugs ir energija, pasiekianti Žemę; vidutinė planetos temperatūra pakils bent keliolika laipsnių. Vandenynai ims garuoti taip sparčiai, kad vandens garai susikaups atmosferoje ir sustiprins šiltnamio efektą; galiausiai Žemę apgaubs išgaravusių vandenynų liekanos, o visa gyvybė tiesiog sudegs. Gyventi tokioje planetoje tikrai nebegalėsime.

Bet, kaip minėjau, tai nutiks tik po kelių milijardų metų. O mes čia kalbame apie Saulę šiandien.

Branduolyje pagaminta energija nori veržtis į išorę. Tą ji padaryti gali dviem būdais – spinduliuote arba konvekcija (apie energijos perdavimo būdus kadaise rašiau čia). Konvekcija yra karštos medžiagos kilimas aukštyn, nes jos tankis mažesnis, nei šaltesnės medžiagos aplink. Spinduliuotė, šiuo atveju, yra daugkartinis fotonų sugėrimas ir perspinduliavimas, nes medžiaga net ir palikus branduolį yra pernelyg tanki, kad šviesa galėtų sklisti nevaržoma. Kuris procesas dominuoja, priklauso nuo aplinkos sąlygų. Saulėje arčiau branduolio efektyviau energiją perduoda spinduliuotė, tad susiformuoja spindulinė zona. Ji tęsiasi maždaug iki 70% Saulės spindulio ir apima beveik visą likusią žvaigždės masę.

Kaip minėjau, spindulinėje zonoje fotonai nesklinda tiesiai, o yra daugybę kartų sugeriami ir perspinduliuojami. Vidutiniškai fotono kelionė nuo branduolio iki spindulinės zonos išorės užtrunka apie 170 tūkstančių metų. Kitaip tariant, jei dabar staiga sustotų visos termobranduolinės reakcijos Saulėje, jos spinduliuotė mus tebešildytų labai ilgą laiką.

Plisdama spindulinėje zonoje, energija pasiskirsto vis didesniame plote, todėl temperatūra mažėja. Spindulinės zonos vidiniame pakraštyje ji siekia 8-9 milijonus laipsnių, išorinėje – 2-3 milijonus. Nors tai vis dar milžiniškas karštis, jis jau leidžia nutikti tam tikriems medžiagos sąveikos su spinduliuote pokyčiams. Pagrindinis pokytis yra toks, kad Saulę sudaranti medžiaga, nors ir retėja, tampa vis mažiau pralaidi spinduliuotei. Aukštesnės energijos dalelės su fotonais sąveikauja silpniau, nei žemesnės, taigi artėjant prie Saulės išorės, fotonams skverbtis tolyn tampa vis sunkiau. Galiausiai sąlygos pasikeičia tiek, kad konvekcija tampa efektyvesniu energijos perdavimo būdu. Prasideda išorinis Saulės sluoksnis – konvekcinė zona. Ji apima išorinius 30% Saulės spindulio, tai yra maždaug 65% tūrio, tačiau vos 5% visos žvaigždės masės. Čia temperatūra nukrenta iki paviršinės 5700 kelvinų temperatūros.

Riba tarp spindulinės ir konvekcinės zonos vadinama tachoklina. Tam tikru atžvilgiu ji primena vandenynuose egzistuojančią ribą – termokliną – skiriančią pastebimai šiltesnį viršutinį vandens sluoksnį nuo šaltų gelmių. Ties tachoklina pokyčiai kitokie – temperatūra, kaip minėjau, krenta einant į išorę, pasikeičia ir temperatūros gradientas (kitimo sparta judant aukštyn). Taip pat, manoma, pakinta ir žvaigždės sukimosi pobūdis. Spindulinė zona sukasi kaip vienas kietas kūnas – vieną ratą apsuka per 27 paras. Tuo tarpu konvekcinė zona sukasi diferencialiai: Saulės pusiaujas per 25 paras, o ties ašigaliais apsisukimas užtrunka apie 30 parų. Manoma, kad būtent šiame regione, kur skirtingi Saulės sluoksniai gana greitai juda vieni kitų atžvilgiu, formuojasi žvaigždės magnetinis laukas. Taip pat manoma, kad planetų – ypač Veneros, Žemės ir Jupiterio – gravitacijos sukeliami potvyniai ties tachoklina yra atsakingi už magnetinio lauko pokyčių cikliškumą – tiek pagrindinį 11 metų Saulės aktyvumo ciklą, tiek ilgesnius.

Konvekcinėje zonoje medžiagos judėjimas tiek horizontalia, tiek vertikalia kryptimis vyksta panašiais greičiais – keleto kilometrų per sekundę. Tai reiškia, jog medžiaga – o kartu ir energija – nuo tachoklinos iki Saulės paviršiaus pakyla per keletą savaičių. Kylantys medžiagos burbulai yra karštesni, nei aplinkinė medžiaga, kuri po truputį leidžiasi žemyn. Taigi Saulės paviršiuje matome karštesnius – šviesesnius – regionus, atskirtus tamsesnių ruožų. Šie regionai vadinami granulėmis. Stebint skirtinguose spektro ruožuose, išryškėja ir skirtingų dydžių granulės – jos skirstomos į tris ar keturias grupes, nuo mažiausių, keleto tūkstančių kilometrų skersmens, iki dešimtis kartų didesnių didžiausiųjų.

Visi regionai iki pat Saulės paviršiaus – iki kurio tuojau prieisime – nėra mums tiesiogiai matomi. Tad iš kur žinome visa tai, ką rašiau iki šiol? Atsakymas yra keleriopas, bet pagrindinis patikimų duomenų šaltinis – helioseismologija. Tai yra Saulės virpesių tyrimai. Panašiai kaip seismologija leidžia tyrinėti Žemės gelmių savybes pagal drebėjimų bangų sklidimą, taip ir Saulės virpesiai duoda informacijos apie nematomus sluoksnius. Branduolyje, spindulinėje ir konvekcinėje zonoje bangos sklinda skirtingu greičiu bei atsispindi nuo jų ribų. Be to, bangos būna įvairios. Pagrindinis skirstymas yra į tris tipus: slėgio (p), gravitacijos (g) ir paviršinės gravitacijos (f) bangas. Pirmosios sklinda visoje Saulėje, todėl leidžia nagrinėti ir jos gelmes. Gravitacijos (nepainioti su gravitacinėmis) bangos yra analogiškos skysčio svyravimams žarnoje su dviem pakeltais galais. Paviršinės gravitacijos bangos primena bangas giliame vandenyje. Detali šių bangų analizė, apjungta su įvairiais struktūros modeliais, leidžia nustatyti, iš ko susideda mūsų Saulė ir kas joje vyksta. Analogiška analizė galima ir kitoms žvaigždėms, tik, žinoma, stebėjimų duomenys yra daug menkesni.

O dabar keliaukime toliau. Kur yra Saulės paviršius? Šis klausimas nėra labai kvailas ar netinkamas – priešingai nei Žemė, Saulė neturi kieto paviršiaus. Net ir su jūra ją palyginti sudėtinga, nebent įsivaizduotume jūrą, kuri nuolatos banguoja milžiniškomis bangomis ir taškosi purslais, taip, kad horizonto nelabai matyti. Taigi paviršiaus padėtį reikia apsibrėžti kaip nors kitaip. Įprastai paviršiumi laikomas atstumas nuo Saulės centro, kuriame išspinduliuoti fotonai turi 50% tikimybę išskristi iš žvaigždės, o ne būti vėl sugerti. Regionas iškart virš šio paviršiaus vadinamas fotosfera – Saulėje jis yra apie 100 kilometrų storio, temperatūra svyruoja tarp 4500 ir 6000 kelvinų. Jei Saulę sumažintume iki Žemės dydžio, fotosferos storis sumažėtų iki mažiau nei kilometro – gerokai daugiau, nei dirvos storis (įprastai iki kelių metrų), bet gerokai mažiau, nei 5-100 kilometrų storio pluta. Fotosfera taip pat yra granuliuota – granulės, susidarančios konvekcinėje zonoje, pakyla aukščiau, nei šios zonos riba, dėl inercijos. Taip pat fotosferoje atsiranda pagrindiniai magnetinio lauko efektai – Saulės dėmės, kuriose stiprus magnetinis laukas atšaldo dujas. Magnetinio lauko kilpos, kildamos virš Saulės, pakelia dalį medžiagos aukštyn – taip kyla protuberantai. Aukščiau vykstantys magnetiniai reiškiniai – Saulės žybsniai ir vainikinės masės išmetimai – taip pat glaudžiai siejasi su fotosferos procesais.

Virš fotosferos prasideda chromosfera – kelių tūkstančių kilometrų storio ypatingai retos plazmos regionas. Jo temperatūra, kylant nuo fotosferos, iš pradžių krinta iki 3800 kelvinų, o paskui ima kilti iki kelių dešimčių tūkstančių laipsnių. Fotosfera nuo chromosferos labiausiai skiriasi spektro pobūdžiu. Fotosfera spinduliuoja visa ir skleidžia šiluminį spektrą – platų, nuo radijo iki rentgeno spindulių (nors beveik visa spinduliuotė išskiriama infraraudonųjų, regimųjų ir šiek tiek ultravioletinių spindulių ruože). Joje matomos sugerties linijos – įvairių cheminių elementų, tokių kaip vandenilis ar natris, elektronų šuolius atitinkančių bangos ilgių spinduliuotė sunkiai praeina pro fotosferą, todėl ties tais bangos ilgiais spinduliuotės intensyvumas daug mažesnis. Chromosfera, priešingai, yra visiškai permatoma, o jos šiluminė spinduliuotė tokia silpna, kad realiai nesimato. Bet matomos emisijos linijos – ypač vandenilio-alfa linija, kuri susidaro, kai sužadinto vandenilio atomo elektronas šoka iš trečio žemiausio energijos lygmens į antrą. Chromosferą iš Žemės stebėti galima praktiškai tik Saulės užtemimų metu, arba naudojant specialų filtrą, kuris izoliuoja vandenilio-alfa linijos (raudonai oranžinę) spinduliuotę.

Kildami dar aukščiau virš Saulės, pasiekiame vainiką, taip pat matomą per užtemimus. Trilijoną kartų retesnis už fotosferą, tačiau šimtus kartų karštesnis, vainikas skleidžia įvairią spinduliuotę, nuo radijo bangų iki spektro linijų, kylančių stipriai jonizuotuose sunkiuose cheminiuose elementuose, pavyzdžiui geležyje. Nustatyti vainiko dydį nėra lengva, nes iš pažiūros jis gana tolygiai pereina į tolesnį „sluoksnį“ – Saulės vėją; tačiau panašu, kad riba yra maždaug 12,5-17 Saulės spindulių atstumu nuo fotosferos. Skirtingi atstumai randami skirtingomis kryptimis – ties ašigaliais vainikas mažesnis, nei arčiau pusiaujo. Taip pat vainiko dydis priklauso ir nuo Saulės aktyvumo: kuo žvaigždė aktyvesnė, tuo vainiko yra daugiau, o mažiausio aktyvumo metu ties ašigaliais vainiko praktiškai visiškai nelieka.

Vainike kyla Saulės žybsniai ir vainikinės masės išmetimai. Ir vieni, ir kiti nutinka, kai magnetinio lauko kilpos, iškilusios iš fotosferos (o greičiausiai prasidėjusios dar tachoklinoje), susisuka ir persijungia. Persijungimu vadinamas staigus magnetinio lauko konfigūracijos pokytis, kai stipriai susisukusios ar išsikreipusios linijos pasikeičia taip, kad bendras iškreipimas sumažėja. Kartu sumažėja ir magnetinio lauko energija. Bet suminė energija negali pasikeisti, taigi pranykusi magnetinė energija pavirsta kinetine (dujų judėjimo), šilumine (dujų temperatūros) arba spinduline. Pastaroji ir matoma kaip Saulės žybsnis. Dažnai persijungus linijoms susiformuoja magnetinio lauko žiedas, neprijungtas prie Saulės. Jame buvusi medžiaga pabėga nuo Saulės į tarpplanetinę erdvę – toks reiškinys vadinamas vainikinės masės išmetimu.

Magnetinio lauko energijos pavirtimas šilumine gali paaiškinti aukštą vainiko temperatūrą. Dar praeito amžiaus viduryje nustatyta, kad ji gerokai aukštesnė, nei fotosferos – siekia apie milijoną kelvinų. Įprasti energijos perdavimo procesai – laidumas, konvekcija ir spinduliuotė – negali įkaitinti medžiagos iki aukštesnės temperatūros, nei ta, iki kurios įkaitęs energiją generuojantis objektas. Saulės atveju tai reiškia, kad nei vienas iš šių procesų negali įkaitinti vainiko medžiagos iki aukštesnės temperatūros, nei fotosfera. Ilgą laiką atrodė, kad ir žybsniai negali to paaiškinti – visų žinomų Saulės žybsnių metu išskiriamos energijos nepakaktų įkaitinti vainiką. Be to, žybsniai yra lokalūs reiškiniai – jie vyksta ten, kur yra daug Saulės dėmių. Energijos apykaita nepadalina energijos po visą vainiką pakankamai sparčiai, kad visur išlaikytų vienodą temperatūrą. Taigi turi būti koks nors kitas energijos šaltinis, kaitinantis vainiką. Per pastaruosius keletą metų į šį klausimą rastas atsakymas – Saulės laužai. Jie yra tarsi maži žybsnių analogai: magnetinio lauko persijungimo reiškiniai, vykstantis kelių šimtų kilometrų mastelyje horizontalia kryptimi, tačiau iškylantys kelis tūkstančius kilometrų virš fotosferos – į vainiką. Jie vyksta visur Saulėje, ne tik aktyviuose regionuose prie dėmių. Priešingai nei žybsniuose, kur persijungimas vyksta tarp beveik priešinga kryptimi nukreiptų magnetinio lauko linijų, laužuose persijungia ir mažą kampą sudarančios linijos, todėl energija išsiskiria daug dažniau. Nors kiekvienas laužas šildo vainiką daug mažiau, nei atskiras žybsnis, laužų yra daugybę kartų daugiau, taigi jie palaiko vienodai aukštą temperatūrą visame vainike.

Vainiką palikusi medžiaga – ties masės išmetimų metu, tiek nuolat tolygiai pabėganti – suformuoja Saulės vėją, kuris plinta per Saulės sistemą iki heliopauzės ir sudaro burbulą, saugantį mus nuo kai kurių tarpžvaigždinių pavojų. Ši kelionė ne mažiau įdomi nei tarp Saulės centro ir vainiko. Bet į ją leistis pakviesiu kitą kartą.

Laiqualasse