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.
1.1.Procesi uz Saules
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, attīstās 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.…
