Visuma izcelsme, sastāvs, robežas
Ja Visums izplešas, tad var secināt, ka kādreiz tas ir bijis ļoti mazs un visas tā daļas atradušās cieši kopā. No mūsdienu teorijām izriet, ka Visums radies aptuveni pirms 10 līdz 15 miljardiem gadu. Precīzs Visuma vecums nav zināms, jo precīzi nav zināms Visuma izplešanās ātrums. Sākotnēji Visums bija niecīgs objekts ar neiedomājami lielu blīvumu un temperatūru. No rašanās mirkļa tas strauji, sprādzienveidīgi, izpletās, tādēļ šis process ir nosaukts par Lielo Sprādzienu. Visuma attīstībā ļoti svarīgi bija tā pastāvēšanas pirmie mirkļi (pat ne pirmās sekundes, bet niecīgas sekundes daļas) jo tie lielā mērā noteica Visuma attīstības turpmāko gaitu. Sākotnēji Visums sastāvēja tikai no elementārdaļiņām, vai to sastāvdaļām, starp kurām notika dažādas pārvērtības. Visumam izplešoties, tas pakāpeniski atdzisa un tā blīvums samazinājās. Desmit sekundes pēc Visuma izveidošanās tā temperatūra bija 5 miljardi °C, bet blīvums 10 miljoni kg/m3. Kad temperatūra pazeminājās tiktāl, ka kļuva iespējamas kodoltermiskās reakcijas, izveidojās divu pašu vieglāko ķīmisko elementu – ūdeņraža un hēlija atomu kodoli. Visums ieguva sākotnējo ķīmisko sastāvu, kas maz atšķiras no mūsdienu sastāva. Šajā brīdī no Visuma rašanās brīža bija pagājušas tikai pāris minūtes. Turpmākajos miljons gados Visums turpināja izplesties un atdzist, līdz tā temperatūra samazinājās līdz 4000 °C un ūdeņraža atomu kodoli piesaistīja elektronus. Viela kļuva caurspīdīga un starojums varēja brīvi pārvietoties visos virzienos. No šī brīža Visuma attīstībā iesākās pēdējais posms, kas turpinās arī mūsdienās un kurā viela “spēlē galveno lomu”.
Ēra Sākuma moments, s Galvenie notikumi
Kvarku 10-35 No kvarkiem izveidojas elementārdaļiņas
Hadronu 10-6 Rodas un anihilē daļiņas un antidaļiņas
Leptonu 10-4 Notiek daļiņu pārvērtības, neitrīno atdalās no vielas
Starojuma 10 Notiek ķīmisko elementu sintēze, reliktstarojums atdalās no vielas
Vielas 1013 Veidojas un evolucionē galaktikas un zvaigznes
Starojums, kas atdalījās no vielas, sāka eksistēt patstāvīgi. Visumam izplešoties, tā enerģija un temperatūra pakāpeniski samazinājās. Šo starojumu atklāja 1965. gadā un nosauca par reliktstarojumu. Tā atklāšana bija galvenais pierādījums tam, ka priekšstats par Visuma karsto sākumu ir pareizs. Mūsdienās reliktstarojuma temperatūra ir ļoti zema un tas ir novērojams radiodiapazonā. Reliktstarojums vienmērīgi aizpilda visu Visumu. Kaut arī reliktstarojuma fons ir ļoti viendabīgs, dažādos virzienos tomēr novērojamas nelielas temperatūras atšķirības, kas norāda uz to, ka agrīnajā Visumā pastāvēja apgabali ar nedaudz atšķirīgu blīvumu. Ja tādu nebūtu, tad būtu grūti izskaidrot, kā izveidojās novērojamā Visuma struktūra.
Visuma liktenis ir atkarīgs no tā, vai tas turpinās izplesties, vai arī sāks sarauties. Lai noteiktu, kā Visuma izplešanās turpināsies nākotnē, jāzina Visuma vidējais blīvums. Ja vidējais blīvums ir pietiekami liels, tad gravitācijas spēks apstādinās izplešanos un Visums sāks sarauties. Ja blīvums ir vienāds ar t. s. kritisko blīvumu (10-26 kg/m3), tad izplešanās kļūs arvien lēnāka, līdz pēc bezgalīga laika apstāsies. Ja blīvums ir mazāks par kritisko, tad izplešanās turpināsies vienmēr. Diemžēl, precīzu atbildi, vai Visuma vidējais blīvums ir lielāks vai mazāks par kritisko, astronomija vēl nevar sniegt. Novērojamās matērijas vidējais blīvums ir 20 reižu mazāks par kritisko blīvumu. Taču Visumā acīmredzot pastāv slēptā masa, kuras daudzums var pārsniegt redzamās masas daudzumu vairāk nekā 10 reizes. Var teikt, ka astronomu skatienam ir pieejama tikai aisberga redzamā daļa, bet tā galvenā daļa ir paslēpta “dzelmē”. Visuma slēpto masu var veidot zvaigznes ar ļoti zemu starjaudu, vai retināta gāze, kas atrodas starpgalaktiku telpā, vai arī milzīgs daudzums elementārdaļiņu, ko sauc par neitrīno.
Pagaidām nav arī atbildes uz jautājumu, vai Visums ir galīgs vai bezgalīgs, jo Visuma ģeometriskās īpašības ir atkarīgas no tajā ietilpstošās vielas daudzuma. Ja vielas blīvums pārsniedz kritisko blīvumu, tad Visums ir galīgs, noslēgts, kaut arī tam nav nekādas robežas. Kā analoģiju var iztēloties lodes virsmu, kas arī ir galīga, tomēr neierobežota. Vienīgi jāņem vērā, ka lodes virsma ir divdimensiju objekts, bet Visums – trīsdimensiju. Galaktiku skaits noslēgtā Visumā ir ierobežots. Ja vielas vidējais blīvums ir vienāds vai mazāks par kritisko, tad Visums ir bezgalīgs. Tas stiepjas bezgalīgi uz visām pusēm un tajā ir bezgalīgi daudz galaktiku.
Galaktikas un zvaigznāji
Visums sadalījās atsevišķos gāzes mākoņos, kas sāka saspiesties gravitācijas spēka ietekmē. Šie mākoņi sadalījās fragmentos, no kuriem veidojās atsevišķas galaktikas, bet tajās savukārt veidojās zvaigznes. Kā tieši notika galaktiku veidošanās – tas nav līdz galam izpētīts, jo trūkst tiešu novērojumu, kas attiektos uz šo Visuma attīstības posmu, taču ir skaidrs, ka šajā procesā būtisku lomu spēlēja galaktiku vai to atsevišķu daļu (lodveida zvaigžņu kopu) gravitācijas mijiedarbība un saplūšana.
Lielā Sprādziena laikā radās milzīgs daudzums ūdeņraža un hēlija un pavisam niecīgs daudzums deitērija un litija. Tālākā ķīmisko elementu sintēze norisinājās zvaigžņu iekšienē, kur lielā karstumā un spiedienā no ūdeņraža sintezējās hēlijs un mazākā daudzumā citi ķīmiskie elementi: ogleklis, skābeklis, silīcijs, utt. Pašu masīvāko zvaigžņu dzīlēs nelielā daudzumā sintezējās arī par dzelzi smagāki elementi, kas pārnovu sprādzienos kopā ar zvaigznes apvalka vielu tika “izmētāti” kosmosā. Pēc tam no starpzvaigžņu vides, kas bija bagātināta ar zvaigznēs sintezētajiem ķīmiskajiem elementiem, veidojās jaunas zvaigznes un planētas.
Melnie caurumi visumā
Melnais caurums ir laiktelpas vieta, kam piemīt tik spēcīga gravitācija, ka ātrums, kāds nepieciešams, lai no tās izkļūtu, būtu vienāds ar vai lielāks par gaismas ātrumu. Pēc vispārīgās relativitātes teorijas no melnā cauruma nevar izkļūt nedz matērija, nedz informācija, taču kvantu mehānika pieļauj atkāpes no šīs normas. Melno caurumu eksistenci Visumā atbalsta gan teorētiskie pētījumi, gan arī astronomiskie novērojumi. Notikumu horizonts ir melnā cauruma “virsma”. Jebkas – matērija vai enerģija -, kas sasniedz notikumu horizontu, nekad vairs no tā neizkļūst. Ilgu laiku tiek uzskatīts, ka šādi neatgriezeniski zūd informācija, taču 2004. gada jūlijā ievērojamais zinātnieks Stīvens Hokings atzinis, ka informācija, iespējams, tomēr nezūd. Notikumu horizonts ir melnā cauruma masas radītās gravitācijas sekas – vieta, kur gravitācija ir tieši tik spēcīga, lai no tās nespēu izkļūt pat gaisma (pēc Einšteina relativitātes teorijas gaismas ātrums ir lielākais iespējamais ātrums, tādēļ, ja pat gaisma nevar izkļūt no melnā cauruma, to nevar arī nekas cits).Melnajam caurumam ir ārkārtīgi spēcīgs gravitācijas lauks. Šāds gravitācijas lauks izliec laiku (ārējam novērotājam šķiet, ka tas top lēnāks). No malas raugoties uz objektu, kas krīt melnajā caurumā, šķistu, ka tas nekad nesasniedz notikumu horizontu, lai arī, raugoties no objekta viedokļa, tas šķērsotu notikumu horizontu un sasniegtu singularitāti ārkārtīgi īsā laikā.Singularitāte – pēc vispārīgās relativitātes teorijas – ir laiktelpas vieta, kur laiktelpa tiek bezgalīgi izliekta, gravitācijas spēks ir bezgalīgi liels. Domas par to, vai melnā cauruma centrā atrodas singularitāte, dalās. Ja katrā melnajā caurumā patiešām atrodas singularitāte – punkts (bez dimensijām), kurā sakopota visa melnā cauruma masa -, tas nozīmētu, ka melnajā caurumā iekļuvušajām daļiņām ir noteikta atrašanās vieta un ātrums, kā arī to, ka katrai daļiņai būtu tikai viens ceļš (uz singularitāti). Tas ir pretrunā ar kvantu mehānikas principiem, īpaši Heizenberga nenoteiktības principu.Klasiskā Hokinga radiācijas teorija paredz, ka melnie caurumi var kļūt mazāki par spīti tam, ka no tiem nekas nevar izkļūt. Šī radiācija rodas tieši pie notikumu horizonta un nesatur informāciju par melnā cauruma iekšpusi. Tas nozīmē, ka melnais caurums tomēr var kļūt mazāks. Lieliem melnajiem caurumiem Hokinga radiācijas efekts ir praktiski nemanāms, taču, jo mazāks melnais caurums, jo lielāka tā radiācija. Līdz ar to jebkura melnā cauruma, kurā vairs neiekrīt matērija, dzīves ilgums ir galīgs. (Piezīme: Hokinga radiācija gan padara melno caurumu mazāku, taču tā nenozīmē, ka no melnā cauruma var izkļūt daļiņas; tajā vienkārši iekļūst antidaļiņas.)2004. gada 21. jūlijā Stīvens Hokings paziņoja, ka ir kļūdījies – no melnajiem caurumiem tomēr varot izkļūt informācija. Viņš apgalvoja, ka notikumu horizonta tuvumā ir zināmi kvantu efekti, kas ļauj informācijai izkļūt un ietekmēt Hokinga radiāciju. Šī teorija vēl nav apstiprināta un tiek pārbaudīta, taču, ja to atzīs par pareizu, tā, visticamāk, atrisinās melno caurumu informācijas paradoksu.
Zvaigznes
Saulei līdzīgas, nelielas dzeltenas, oranžas un sarkanas galvenās secības zvaigznes sauc par pundurzvaigznēm. Pundurzvaigznes veido Galaktikas zvaigžņu lielāko daļu. Tās, tāpat kā Saule, sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija, arī to uzbūve ir līdzīga Saules uzbūvei. To iekšienē notiek kodoltermiskās reakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā. Viena no pašām mazākajām pundurzvaigznēm ir zvaigzne Gliese 105C Vaļa zvaigznājā, kuras masa ir aptuveni 0,09 Saules masas. Ja zināma zvaigznes masa, starjauda, rādiuss, virsmas temperatūra un ķīmiskais sastāvs, iespējams izveidot zvaigznes modeli, kas parāda, kā mainās zvaigznes temperatūra, spiediens un blīvums atkarībā no attāluma līdz zvaigznes centram, kā arī to, kā notiek enerģijas pārnese uz ārpusi. Visām galvenās secības zvaigznēm centrā atrodas kodolreakciju zona. Kodolreakcijās radusies enerģija zvaigznes ārpusē var nokļūt divējādi – starojuma pārneses vai konvekcijas procesā. Starojuma pārneses procesā gāzes atomi daudzkārt absorbē un atkal izstaro no kodolreakciju zonas nākošo starojumu, tādējādi starojuma kvanti pakāpeniski virzās uz zvaigznes ārpusi. Konvekcija darbojas tad, kad starojums nespēj pārnest visu enerģijas plūsmu, piemēram, ja kāds zvaigznes slānis ir stipri necaurspīdīgs. Zvaigznes, kuru masa mazāka nekā 0,3 Saules masas, ir pilnīgi konvektīvas, jo to viela ir visai necaurspīdīga zemās temperatūras dēļ. Zvaigznēm, kuru masa ir 0,3 līdz 1 Saules masas, tāpat kā Saulei, ir gan starojuma pārneses zona gan konvektīvā zona. Vēl masīvākām zvaigznēm ārējās konvektīvās zonas nav – starojuma pārneses zona sniedzas līdz pat zvaigznes virsmai, bet zvaigznes centrā atrodas konvektīvs kodols, kur augstā temperatūrā norisinās straujas kodolreakcijas.
Kosmosā ir zvaigznes, kas ir daudzkārt lielākas un spožākas par Sauli – milzu zvaigznes un pārmilzu zvaigznes. Nesen atklātā Pistoles zvaigzne, iespējams, ir mūsu Galaktikas zvaigzne ar vislielāko starjaudu. Tā ik sekundes izšķiež kosmosā 10 miljonus reižu vairāk enerģijas, nekā Saule. Taču milžu un pārmilžu ir daudz mazāk, nekā pundurzvaigžņu. Uz 10 miljoniem dzelteno, oranžo un sarkano punduru sastopams viens tūkstotis milzu zvaigžņu un tikai viens pārmilzis. Toties lielās starjaudas dēļ šīs zvaigznes saskatāmas no liela attāluma. Milžiem un pārmilžiem ir citāda uzbūve, nekā pundurzvaigznēm. Sarkanajiem milžiem ir neliels blīvs kodols un milzīgs, retināts apvalks, bet sarkanajiem pārmilžiem ir slāņveida, sīpolam līdzīga struktūra. Tā kā sarkano pārmilžu dzīlēs ir ļoti augsta temperatūra, tur veidojas arī par hēliju smagāki elementi, piemēram, ogleklis, slāpeklis un skābeklis, līdz pat dzelzij ieskaitot.
Pētot zvaigznes, astronomi ievēroja, ka diezgan bieži divas zvaigznes redzamas blakus. Šādas zvaigznes nosauca par dubultzvaigznēm. Daļa no tām ir tikai nejauši gadījušās pie debess sfēras netālu viena no otras, bet patiesībā atrodas ļoti dažādos attālumos. Taču lielākā daļa dubultzvaigžņu ir zvaigžņu sistēmas, kas kosmiskajā telpā atrodas blakus un riņķo ap kopējo masas centru. Neskaitot dubultzvaigznes, ir diezgan daudz arī trīskāršu, četrkāršu un vairākkārtīgu zvaigžņu sistēmu. Dubultzvaigznes ir vienīgās zvaigznes, kurām, izmantojot debess ķermeņu kustības likumus, var samērā precīzi noteikt masu. Izmantojot šo paņēmienu, ir aprēķināta aptuveni 100 dubultzvaigžņu masa.
No novērošanas viedokļa dubultzvaigznes iedala vizuālajās dubultzvaigznēs, kuru komponentus iespējams izšķirt teleskopā, un spektrālajās dubultzvaigznēs, kuru komponenti atrodas tik cieši kopā, ka par to pastāvēšanu var spriest tikai no zvaigznes spektra pētījumiem. Proti, spektrālās dubultzvaigznes komponenti riņķojot pārmaiņus tuvojas novērotājam un attālinās no tā. Doplera efekta dēļ to spektrā notiek periodiska spektrāllīniju pārvietošanās uz vienu un otru pusi.
Saules sistēmas uzbūve
Saules sistēmā ietilpst Saule, deviņas lielās planētas un citi, mazāki debess ķermeņi – asteroīdi un komētas. Attālumu secībā no Saules lielās planētas ir izvietotas šādi: Merkurs, Venēra, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns un Plutons. Lielākajai daļai planētu ir viens vai vairāki pavadoņi. Vēl Saules sistēmā riņķo liels daudzums meteoroīdu. Katra planēta atrodas no Saules aptuveni divas reizes tālāk nekā iepriekšējā. Tas nozīmē, ka Saules sistēmas iekšējā daļā planētas izvietotas blīvāk. Neraugoties uz to, attālums starp tām ir desmitiem miljonu kilometru. Attālumi starp planētām Saules sistēmas ārējā daļā sasniedz miljardus kilometru. Planētu orbītas atrodas aptuveni vienā plaknē.
Visas planētas kustas ap Sauli tās gravitācijas spēka iedarbībā pa eliptiskām orbītām, kas maz atšķiras no riņķa. Planētas mazāko attālumu no Saules sauc par perihēliju, bet lielāko attālumu – par afēliju. Planētas kustas ap Sauli vienā virzienā. Ja būtu iepējams paskatīties uz Saules sistēmu no augšas, no Saules ziemeļpola puses, varētu redzēt, ka planētu riņķošana notiek pretēji pulksteņa rādītāju kustības virzienam. Lielākā daļa planētu griežas ap asi šajā pašā virzienā. Izņēmumi ir Urāns, Venēra un Plutons, kas griežas pretējā virzienā – pulksteņa rādītāju kustības virzienā.
Diennakts un gada garums uz planētām ievērojami atšķiras no diennakts un gada garuma uz Zemes. Planētas diennakts – tas ir laika sprīdis, kurā planēta vienreiz apgriežas ap asi attiecībā pret Sauli (nevis pret zvaigznēm). Visīsākā diennakts ir uz Jupitera – 10 stundas, bet visgarākā uz Merkura – 176 Zemes diennaktis. Planētas gads (sideriskais apriņķojuma periods) ir laika sprīdis, kurā planēta veic vienu apriņķojumu ap Sauli. Merkura gads ir visīsākais, tas ilgst 88 Zemes diennaktis, bet Plutona gads ilgst veselus 249 gadus. Planētas pašas nespīd, tās tikai atstaro Saules gaismu. Visspožākā planēta ir Venēra. Tā redzama kā Rīta vai Vakara zvaigzne. Retumis rīta vai vakara blāzmā kā vidēji spožu zvaigzni var saskatīt Saulei tuvāko planētu – Merkuru. Nākamā spožākā planēta pēc Venēras ir Jupiters. Jupiters izskatās kā spoža, dzeltenīga zvaigzne. Marss un Saturns ir blāvāki. Marsam ir izteikti sarkana, bet Saturnam – dzeltena krāsa. Augšminētās piecas planētas ir saskatāmas ar neapbruņotu aci un pazīstamas kopš seniem laikiem. Citas Saules sistēmas planētas – Urāns, Neptūns un Plutons redzamas tikai teleskopā.
Pēc uzbūves un fizikālajām īpašībām planētas iedala divās grupās: Zemes grupas planētas un milzu planētas. Pie Zemes grupas planētām pieder Merkurs, Venēra, Zeme un Marss. Tās ir samērā nelielas planētas ar cietu virsmu. Milzu planētas ir Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns. Tām ir biezas un blīvas atmosfēras. Milzu planētām nav cietas virsmas, no Zemes redzamā virsma ir vienīgi mākoņu segas augšējā robeža. Plutons nepieder ne pie vienas, ne pie otras planētu grupas.
Planētu kustība ap Sauli notiek saskaņā ar vācu astronoma Johannesa Keplera formulētajiem likumiem, kas izriet no vispasaules gravitācijas likuma. Pirmais Keplera likums – planēta kustas ap Sauli pa elipsi, kuras vienā fokusā atrodas Saule. Tas nozīmē, ka, planētai kustoties pa orbītu, tās attālums no Saules mainās.Otrais Keplera likums – taisne, kas savieno Sauli un planētu, vienādos laika sprīžos apraksta vienādus laukumus. Būtībā tas nozīmē to, ka planētai kustoties pa orbītu, tās kustības ātrums mainās. Trešais Keplera likums – divu planētu apriņķojuma periodu kvadrātu attiecība ir vienāda ar šo planētu orbītu lielo pusasu kubu attiecību. Orbītas lielā pusass ir vienāda ar planētas vidējo attālumu no Saules. Tātad trešais Keplera likums saista planētu apriņķošanas periodus ar to orbītu izmēriem. Keplera likumi ir spēkā ne tikai Saules sistēmas planētām, bet jebkuram debess ķermenim, kas riņķo ap centrālo ķermeni, piemēram – Mēnesim vai Zemes mākslīgajam pavadonim, kas riņķo ap Zemi, zvaigznes pavadonim, kas riņķo ap zvaigzni, utml.
Saules uzbūve un procesi, ietekme uz zemi.
Saule ir zvaigzne – milzīga, kvēlojoša gāzu lode, kuras diametrs ir 1,4 miljoni kilometru. Tā ir ļoti karsta – Saules virsmas temperatūra ir 5800 grādu pēc Kelvina skalas (K), bet tās centrā temperatūra pārsniedz desmit miljonus grādu. Šādā temperatūrā gāze ir jonizēta, tātad tā atrodas plazmas stāvoklī. Atbilstoši augstajai temperatūrai, Saules iekšienē ir arī 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. Matemātiski modelējot Saules uzbūvi, ir noskaidrots, ka Saule sastāv no vairākām zonām. Saules centrā atrodas kodolreakciju zona, kurā notiek kodoltermiskās reakcijas, konkrēti, protonu-protonu cikls, 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 intensīva 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 rīsu graudiem līdzīgiem gāzes mutuļiem – granulām. Granulācija atspoguļo uz Saules virsmas konvekcijas procesus, kuri notiek tās dzīlēs. Fotosfēru pieskaita pie Saules atmosfēras. Nākošais Saules atmosfēras slānis ir hromosfēra, kuru veido retinātas gāzes. Hromosfēra plešas aptuveni 10 tūkstošu kilometru augstumā. Tās apakšdaļā ir viszemākā temperatūra, kāda pastāv uz Saules – aptuveni 4500 K. Hromosfēras augšdaļa sastāv no atsevišķiem karstas gāzes stabiem – spīkulām. Pilna Saules aptumsuma laikā hromosfēra redzama kā rožains aplis apkārt Saules diskam. Saules atmosfēras ārējais slānis ir Saules vainags. Tas ir ļoti retināts un sastāv no lādētām daļiņām – joniem un elektroniem. Vainagam ir starveida struktūra un Saules aptumsuma laikā tas redzams kā sudrabains spīdums visapkārt Saulei. Vainaga temperatūra saniedz 1,5 miljonus K un tas izstaro rentgenstarojumu. Tik augstu temperatūru vainagā uztur enerģija, kas nāk no Saules atmosfēras apakšējiem slāņiem. Saules vainaga ārējā daļa izplešas un izklīst apkārtējā kosmiskajā telpā, radot Saules vēju. 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. Lieliem plankumiem ir tumša ēna un gaišāka pusēna ar šķiedrainu struktūru. Mazākajiem plankumiem – porām pusēnas nav. Tipiska plankuma izmēri ir 35 tūkstoši kilometru, kas trīskārt pārsniedz Zemes izmērus, bet pašu lielāko plankumu diametrs sasniedz 100 tūkstošus kilometru! Saules plankumi pastāv no pāris dienām līdz vairākiem mēnešiem ilgi. Tie veido Saules plankumu grupas, kurās parasti ir divi galvenie plankumi un vairāki mazāki plankumi. Plankumu grupas veidojas, attīstas un sabrūk. To izskats dienu no dienas mainās. Saulei griežoties, vieni plankumi pazūd aiz diska malas, bet to vietā parādās atkal citi. Plankumu tuvumā, bet reizumis arī atsevišķi redzami gaišāki veidojumi – fotosfēras lāpas. Lāpas ir labāk saskatāmas Saules diska malās. To temperatūra ir ap 300 grādu augstāka nekā fotosfēras temperatūra. Saules hromosfērā laiku pa laikam notiek Saules uzliesmojumi. Tie skar nelielu Saules virsmas apgabalu, bet tajos atbrīvojas liela enerģija. Uzliesmojums strauji attīstās dažu minūšu laikā un aptuveni pēc stundas nodziest. Tā enerģijas avots ir spēcīgais un pēc formas sarežģītais Saules magnētiskais lauks. Uzliesmojumā rodas intensīvs rentgenstarojums, ultravioletais starojums un radiostarojums. Paši spēcīgākie uzliesmojumi izstaro arī redzamo gaismu. No uzliesmojuma rajona tiek izsviesta elementārdaļiņu plūsma – Saules kosmiskais starojums.
Saules vainagā novērojami relatīvi blīvi un auksti gāzu mākoņi – protuberances, kas veido lielus lokus. To formu nosaka Saules magnētiskā lauka struktūra attiecīgajā atmosfēras apgabalā. Protuberances ir paši lielākie Saules atmosfēras veidojumi, kuru garums sasniedz pat 200 tūkstošus kilometru. To pamatne atrodas hromosfērā, bet virsotne paceļas līdz 30 tūkstošu kilometru augstumā. Protuberanču vidējā temperatūra ir 10000 K. Izšķir mierīgās protuberances un aktīvās protuberances. Mierīgās protuberances var pastāvēt mēnešiem ilgi, bet aktīvās protuberances attīstās un izzūd dažu dienu laikā. Tajās notiek strauja gāzes kustība. Visi minētie procesi norisinās Saules aktīvajos apgabalos, ko veido liela plankumu grupa un fotosfēras lāpas. Aktīvā apgabala pamatne atrodas fotosfērā, bet tā augšdaļa iestiepjas tālu hromosfērā un vainagā. Aktīvā apgabala rajonā ir palielināts hromosfēras spīkulu daudzums, bet vainagā parasti veidojas protuberance. Ar aktīvajiem apgabaliem saistīti arī Saules uzliesmojumi.
Uz Saules notiekošie mainīgie procesi – uzliesmojumi, protuberances, u.c. nosaka Saules aktivitātes līmeni. Saules aktivitāte ir periodisks process. Viens Saules aktivitātes cikls ilgst vidēji 11 gadus. Atsevišķi aktivitātes cikli var būt gan garāki, gan īsāki. Aktīvajos gados uz Saules novēro daudzus plankumus, protuberances, bieži notiek uzliesmojumi. Aktivitātes minimuma gados plankumu un ar tiem saistīto aktīvo apagabalu ir ļoti maz. Saules aktivitāti bieži raksturo ar Volfa skaitli, kurš atkarīgs no plankumu skaita. Sākoties kārtējam aktivitātes ciklam, plankumu skaits strauji palielinās un aptuveni četrus gadus pēc cikla sākuma sasniedz maksimumu. Tad seko lēnāks aktivitātes kritums, kas ilgst aptuveni 7 gadus. Tuvākais Saules aktivitātes maksimums gaidāms 2001. gadā. Viena aktivitātes cikla ietvaros mainās arī plankumu attālums no Saules ekvatora. Cikla sākumā plankumi parādās samērā lielā leņķiskā attālumā no ekvatora, bet cikla beigās tie rodas ekvatora tuvumā. Saules plankumu magnētiskā polaritāte, t.i., vai plankumu grupas galvgalā atrodas plankums ar ziemeļu vai dienvidu polaritāti, mainās, taču tas notiek nevis ar 11 gadu, bet ar 22 gadu periodu (divu ciklu laikā). Tāpēc par pilnu Saules aktivitātes ciklu uzskata 22 gadus. Savukārt 11 gadu ciklam pāri klājas garāks cikls, kurš ilgst 80 līdz 90 gadus. Iespējams, ka pastāv vēl garāki Saules aktivitātes cikli. Saules aktivitātes cikliskuma cēlonis nav precīzi zināms, domājams, ka tas ir saistīts ar magnētiskām norisēm Saules konvektīvajā zonā un dažādu Saules slāņu atšķirīgo griešanās ātrumu. amērā daudzas parādības uz Zemes ir saistītas ar Saules aktivitātes līmeni un mainās ar 11 gadu periodu. Saules aktivitātes maksimuma gados uz Zemes biežāk novērojamas polārblāzmas un magnētiskās vētras. Arī radiosakaru kvalitāte ir atkarīga no Saules aktivitātes. Maksimuma gados dažos īsviļņu diapazonos radiosakari pasliktinās, bet garajos viļņos, gluži pretēji, uzlabojas. Tas ir saistīts ar izmaiņām Zemes jonosfērā. Saules aktivitāte nedaudz ietekmē arī laikapstākļus. Ir izpētīts, ka aktivitātes maksimuma gados cikloni un anticikloni ir spēcīgāki. Tiesa, šī sakarība izpaužas ne vienmēr un visur.
Ar Zemes magnētiskā lauka, meteoroloģisko apstākļu starpniecību un varbūt vēl kādā veidā Saules aktivitāte nedaudz ietekmē arī dzīvo dabu. Piemēram, koku gadskārtu gredzenu biezums mainās ar 11 gadu periodu. Atsevišķu dzīvnieku sugu vairošanās ir atkarīga no Saules aktivitātes, piemēram, dažos gados savairojas daudz siseņu. Pēc dažu pētnieku domām aptuveni ar 11 gadu periodu atkārtojas dažu infekcijas slimību: ērču encefalīta, difterijas, skarlatīnas, tīfa, holēras, mēra uzliesmojumi. Mūsdienās, pateicoties medicīnas sasniegumiem, daļa šo slimību ir praktiski izskaustas un to saistība ar Saules aktivitāti ir ievērojami vājināta. Īpaši spēcīgi Zemi ietekmē Saules uzliesmojumi. Rentgenstarojums un ultravioletais starojums, kas rodas uzliesmojumu laikā, izmaina Zemes jonosfēras stāvokli un rada spēcīgus īsviļņu radiosakaru traucējumus. Ja uzliesmojums notiek Saules diska centra tuvumā, uzliesmojumā radušās lādētās daļiņas tiek izsviestas Zemes virzienā. Pēc vienas, divām dienām tās sasniedz Zemi un izraisa magnētiskā lauka izmaiņas – magnētiskās vētras. Saules uzliesmojumi ietekmē arī cilvēku veselības stāvokli. Medicīnas statistika liecina, ka uzliesmojumu laikā pieaug sirdslēkmju, infarktu, insultu skaits, biežāk notiek autokatastrofas. Tāpēc Saules uzliesmojumu prognozēšanai un savlaicīgai brīdināšanai ir liela praktiska nozīme.
Mēness vieta visumā un ietekme uz zemi
Par Mēnesi cilvēki ir jūsmojuši kopš laiku laikiem. Paskatoties uz Mēnesi pat ar neapbruņotu aci ir redzami divi dažādi Mēness virsmas veidi: diezgan spilgtas augstienes un tumšākas zemienes. 17.gadsminta vidū zinātnieks Galileo Galilejs, kā arī citi agrīnie astronomi, apskatot Mēnesi caur teleskopu atklāja, ka tā virsma ir klāta ar neskaitāmiem krāteriem. Tāpat jau agrāk tapa skaidrs, ka Zeme ir blīvāka, nekā Mēness. Par cik interese par Mēnesi parādījās stipri agrāk, nekā aizsākās mūsu kosmiskā ēra, Mēness ir visvairāk izpētīts kosmiskais objekts Saules sistēmā, neskaitot Zemi. Šie pētījumi ļāva izprast ne tikai Mēness, bet arī citu planētu ģeoloģisko struktūru un sastāvu kopumā.
1969.gada 20.jūlijā, Neils Armstrons, amerikāņu astronauts, kļuva par pirmo cilvēku, kurš spēra savu kāju uz Mēness virsmas. Viņam sekoja Edvins Aldrins; viņi abi bija misijas Apollo11 astronauti. Mēness debesis vienmēr ir melnas, jo, lai būtu gaisma, ir nepieciešama atmosfēra, kuras uz Mēness nav. Viņi, kā arī citi, kas nolaidās uz Mēness, piedzīvoja „bezatmosfēras” efektu un izjuta gravitācijas starpību, kas atšķirībā no Zemes, sastāda tikai vienu sesto daļu.
Mēness nozīmi Zemes iemītnieku dzīvē nevar nenovērtēt. Mēness atbild ne tikai par kalendāru un fāzēm, kurām seko musulmaņi un daudzas citas tautas, pieskaņojot savu dzīvi Mēness ritamam, tas nodrošina paisumus un bēgumus jūrās un okeānos, kā arī spēlē nozīmīgu lomu Zemes ūdens līmeņa kontrolē.
Mēness ir 27 miljonus reižu mazāks par Sauli, bet atrodas 374 reizes tuvāk Zemei un ļoti būtiski ietekmē dabas parādības un visas dzīvības izpausmes uz mūsu planētas. Arī cilvēka diennakts bioloģiskie ritmi ir atkarīgi no Mēness griešanās ap Zemi. Mēness ap Zemi veselu apli veic 28 – 30 diennaktīs, bet tā cikls – no jauna līdz jaunam Mēnesim – ilgst 30 dienas. Taču puse no kalendārā gada Mēness cikliem ir nepabeigti – 29 dienas, kas cilvēkiem izraisa lielu psiholoģisko spriedzi. Nepabeigtā cikla mēnešos viņiem rodas daudz problēmu, pārbaudījumu un grūtību, īpaši – kritiskajās dienās. Ja Mēness ciklā ir 30 kalendāro dienu, tā ietekme uz cilvēku izpaužas daudz labvēlīgāk.
Dzīvība kosmosā
Vai mēs Visumā esam vieni? Ja tajā eksistē mūsu saprāta brāļi, tad kā viņus atrast? Šie jautājumi jau sen interesē cilvēkus. Kosmosā visur valda vieni un tie paši dabas likumi. Ja dzīvība radās uz Zemes, tas pats varēja notikt arī uz citām planētām ap citām zvaigznēm. Vai ir iespējams, ka arī citur dzīvība ir attīstījusies līdz saprāta līmenim? Un cik šādu ārpuszemes civilizāciju ir Galaktikā? Uz šiem jautājumiem ir ļoti grūti atbildēt. Tas ir atkarīgs no tā, cik planētu ir mūsu zvaigžņu sistēmā, cik no tām riņķo ap piemērotām zvaigznēm ne pārāk tuvu un ne pārāk tālu tām. Turklāt planētām jābūt piemērota lieluma un ar atbilstošu atmosfēras sastāvu. Jāzina, uz cik procentiem piemērotu planētu rodas dzīvība un attīstās līdz saprāta līmenim. Tāpat jāzina civilizācijas vidējais pastāvēšanas laiks. Visi šie lielumi zināmi ar nelielu precizitāti, vai nav zināmi nemaz, tāpēc civilizāciju skaita novērtējums mūsu Galaktikā svārstās no vienas (mūsu civilizācija) līdz vairākiem miljoniem.
Uz vienu no jautājumiem astronomi tomēr spēj sniegt samērā precīzu atbildi. Veicot spektroskopiskus pētījumus, vairākiem desmitiem Saules apkaimes zvaigžņu ir atklātas planētas. 1995. gadā pie zvaigznes Pegaza 51 tika atklāta pirmā planēta ārpus Saules sistēmas, kopš tā laika atklājumu skaits strauji aug. Lai jaunatklātās planētas atšķirtu no Saules sistēmas planētām, tās ir nosauktas par eksoplanētām. Balstoties uz šiem pētījumiem var secināt, ka aptuveni katrai divdesmitajai zvaigznei mūsu Galaktikā ir viena vai vairākas planētas.
Ja citas civilizācijas pastāv, kā nodibināt ar tām sakarus? Varbūt iespējams uztvert ārpuszemes civilizāciju raidītos signālus? Visloģiskāk tos meklēt radiodiapazonā, jo raidīšana tajā prasa mazāku enerģijas patēriņu, nekā, teiksim, gaismas signāla nosūtīšana. Laiku pa laikam šādi novērojumi tiek veikti, taču tie saskaras ar lielām grūtībām. Pirmkārt, ļoti plašs ir iespējamo frekvenču diapazons. Otrkārt, raidījums var pienākt no jebkura debess virziena, bet radioteleskopa redzes lauks ir ierobežots. Treškārt, debesis nav iespējams “klausīties” visu laiku, jo radioteleskopus izmanto arī citiem mērķiem, tāpēc ārpuszemes civilizāciju signālu meklējumus reizēm salīdzina ar adatas meklēšanu siena kaudzē. Līdz šim nekādi mākslīgi signāli no kosmosa nav konstatēti. Uz kosmiskajiem aparātiem Pioneer, kas pētīja Jupiteru un Saturnu un pēc tam aizlidoja no Saules sistēmas, tika novietotas tērauda plāksnītes ar zīmējumiem, kas attēlo cilvēkus, kosmisko aparātu, u.c. Kosmiskie aparāti Voyager speciālās skaņuplatēs nes citām civilizācijām domātu vēstījumu, kas satur kodētus Zemes ainavu, cilvēku, dzīvnieku, augu un astronomisku obkektu attēlus, kā arī ierakstītu mūziku un apsveikumus daudzās valodās. Taču pat 100 gadus pēc palaišanas šie kosmiskie aparāti būs veikuši tikai niecīgu daļu attāluma līdz tuvākajai zvaigznei. 1974. gadā ar pasaules lielāko radioteleskopu tika nosūtīts vēstījums uz lodveida zvaigžņu kopu Herkulesa zvaigznājā. Vēstījums saturēja informāciju par ķīmiskajiem savienojumiem, kas ir dzīvības pamatā, cilvēku izskatu, augumu un skaitu, Saules sistēmu un radioteleskopu, ar ko tika nosūtīts ziņojums. Tā kā zvaigžņu kopa atrodas tālu, vēstījums atradīsies ceļā aptuveni 25 tūkstošus gadu un atbildi, ja tāda pienāks, varēs sagaidīt tikai pēc 50 tūkstošiem gadu.
Bet varbūt citu civilizāciju pārstāvji jau ir apmeklējuši Saules sistēmu? Pēc tam, kad vienā no starpplanētu zondes Viking iegūtajiem Marsa attēliem tika ieraudzīts cilvēka sejai līdzīgs veidojums, šāda fantastiska hipotēze tika izvirzīta. “Sejas” garums ir aptuveni 1,5 km, bet augstums – 300 m. Šīs idejas aizstāvji “sejas” tuvumā saskatīja arī citus potenciāli mākslīgus veidojumus. Taču zondes Mars Global Surveyor iegūtais attēls, kurš uzņemts citā Saules staru krišanas leņķī un ar daudz lielāku izšķirtspēju, vairs nemaz nelīdzinās cilvēka sejai.