LEKTORU IEVĒRĪBAI

     Brošūrā izklāstītais materiāls paredzēts lekciju sagatavošanai par vienu no grandiozākajām astrofiaikālajām parādībām Saules sistēmā - Saules uzliesmojumiem. Aprakstot šo parādību, jāuzsver trīs tās aspekti. Pirmkārt, no fundamentālās astrofizikas viedokļa, Saule ir Zemei tuvākais objekts, uz kura mēs varam novērot liela mēroga enerģijas izdalīšanās procesus un, pētot šos uzliesmojumus, gūt priekšstatu arī par daudz grandiоzākiem procesiem kosmosā. Otrkārt, no plazmas fizikas viedokļa, Saules uzliesmojumi zināmā mērā ir analogi procesiem, kas norisinās eksperimentālajās iekārtās vadāmu kodoltermisku reakciju iegūšanai. Treškārt, no praktiskā viedokļa būtu ļoti svarīgi savlaicīgi prognozēt Saules uzliesmojumus, jo to elektromagnētiskais un korpuskulārais starojums ietekmē procesus Zemes augšējs atmosfērā, rada radiosakaru traucējumus, var būt bīstams kosmonautiem.

     Mūsu republikā Saules uzliesmojumi tiek pētīti Latvijas PSR Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorijā, kā arī Vissavienības Astronomijas un ģeodēzijas biedrības Latvijas nodaļā. Sīkāk ar Saules aktivitātes citām izpausmēm interesenti var iepazīties N.Cimahovičas brošūrā "Saule un mēs", kā arī žurnāla "Zvaigžņotā debess" numuros (sk. literatūras sarakstu brošūras beigās).

IEVADS

     Vairāk nekā pirms gadsimta ceturkšņa cilvēce uzsāka grandiozu zinātnisko pētījumu programmu: tuvējās kosmiskās telpas izpēti. Šīs pētījumu programmas galvenā sastāvdaļa ir kosmiskās telpas pētījumi ar raķešu, zondu, Zemes pavadoņu un kosmisko kuģu palīdzību, arī ar cilvēka tiešu līdzdalību. Tagad ir pilnīgi skaidrs, ka fizikālos apstākļus Zemei tuvajā kosmiskajā telpā nosaka galvenokārt procesi uz Saules, visvairāk tās norises, kuras apzīmējam ar kopīgu, nosaukumu - Saules aktivitāte. Viena no visvarenākajām Saules aktivitātes izpausmēm ir uzliesmojumi, kas izraisa pārmaiņas Zemes augšējā atmosfērā un rada radiācijas briesmas kosmonautiem. Jāpiebilst, ka kosmiskie lidojumi zemās orbītās zināmā mēra ir aizsargāti no Saules kosmiskajiem stariem, jo tos novirza Zemas magnētiskais lauks. Taču līdz ar kosmonautikas attīstību radās nepieciešamība veikt arvien tālākus cilvēku kosmiskos lidojumus, tāpēc vajadzība prognozēt Saules uzliesmojumus kļūst aizvien aktuālāka. Bet prognozēšana nav iespējama, ja mēs neizprotam fizikālos procesus, kas norisinās uz Saules gan tās aktīvajos apgabalos vispār, gan tieši pašu uzliesmojumu laikā.

VISPĀRĒJAS ZIŅAS PAR SAULI

     No astronomijas viedokļa, Saule ir G2 klases dzeltenā pundurzvaigzne, kas ir tipiska miljoniem citu zvaigžņu starpā. Vienā ziņā tā ir unikāla, jo ir vienīgā zvaigzne, kuras virsmu cilvēki var aplūkot. Šis apstāklis, kura pamatā ir Zemes nelielais attālums no Saules - apmēram 150 milj. km (tuvākā no pārējām zvaigznēm - Centaura Alfa - atrodas 271 tūkst. reižu tālāk!) -, dod iespēju uz tās virsmas novērot tādas parādības, ko nevar redzēt uz citām zvaigznēm.

     Saules enerģija ģenerējas dziļi tās kodolā norisošo kodoltermisko reakciju rezultātā: šeit apmēram 15 milj. grādu temperatūrā norisinās ūdeņraža pārvēršanās hēlijā. Kodoltermiskās sintēzes rezultātā katrs ūdeņraža kilograms atbrīvo 6,6xlO¹⁴  džoulus lielu enerģijas daudzumu. Ņemot vērā, ka Saulei masa ir 2x10³⁰ kg un kodolsintēzē vienlaicīgi var piedalīties tikai ap 10% no tās, iegūstam, ka Saules enerģijas pietiks 1010 gadiem.

     Enerģija no Saules kodola nonāk ārpusē daudzkārtējas absorbcijas un izstarošanas ceļā (sk. l. att.). Kodolsintēzes reakcijās no centra tiek izstarots galvenokārt gamma, starojums. Absorbcijas un emisijas procesos gamma kvantu enerģija katrā nākamajā posmā tiek izstarota divu vai vairāku fotonu veidā jau garākos viļņos. Tāpēc, izejot cauri radiācijas zonai, kas  sniedzas līdz аpmēram 0,86 R(. Šis starojums jau ir pilnīgi sadalījies dažādos cita garuma  elektromagnētiskajos viļņos. Enerģijas izplatīšanās process šeit noris ļoti lēni; katram kvantam vidēji vajag miljons gadu, lai izkļūtu Saules virspusē. Tālāk, virs radiācijas zonas, pārsvarā noris konvektīvie procesi, kas enerģiju nogādā līdz Saules redzamajai virsmai - fotosfērai. Šis Saules slānis izstaro enerģiju galvenokārt redzamās gaismas veidā (kā pilnīgi melns ķermenis 6000 К temperatūrā).

     Tieši virs fotosfēras atrodas Saules atmosfēras slānis, ko Sauc par hromosfēru. Tajā temperatūra mainās no 4300 К apakšējā bromosfārā līdz vairāk nekā 10⁴ K augšējā. Mainās arī vides blīvums - attiecīgi no 10¹⁷  līdz 10¹⁰ cm^-3. Salīdzinājumam piebildīsim, ka gaisa blīvums Zemes atmosfēras apakšējos slāņos ir 10¹⁹ cm^-3 bet temperatūra - ap 300 K. Hromosfēra ir augstas turbulences apgabals, kurā karstas gāzes strūklas - spīkulas - paceļas no fotosfēras ar virsskaņas ātrumiem. Virs hromosfēras sākas Saules vainags, kurā plazmas temperatūra sasniedz 1-2 milj. Kelvina grādu, bet vielas blīvums - ap 10⁸ daļiņas kubikcentimetrā.

     Vairāku Saules rādiusu attālumā no tās virsmas Saules vainaga daļiņas paātrinās un vainaga plazma izplešas starpplanētu vidē ar ātrumu ap 400 km/s. Vielas blīvums šeit samazinās līdz 5-10 daļiņām cm³.

2. att. Magnētiskā plūsma šķērso fotosfēru.

     Konvektīvajā zonā plazmas kustības ģenerē magnētisko lauku, kas, uzpeldot cauri fotosfērai, Saules atmosfērā rada aktīvos apgabalus (sk. 2. att.). Šeit, mainoties magnētisko spēku un vides daļiņu kinētisko spēku attiecībai, var atbrīvoties magnētiskā lauka enerģija, kas arī ir novērojamo uzliesmojumu cēlonis.

VĒSTURISKS ATSKATS

     Vienīgā Saules aktivitātes izpausme, kas optiskajā diapazonā novērojama bez sarežģītām iekārtām, ir Saules plankumi. Līdz mūsdienām nonākušajos rakstiskajos avotos Saules plankumus pirmo reizi piemin Aristoteļa skolnieks Teofasts no Atēnām 350. gadā p.m.ē. Tomēr pats Aristotelis savos darbos nav nedz aprakstījis, nedz pieminējis Saules plankumus. Tas zināmā mērā kavēja tālāku zinātnes attīstību, jo Eiropas valstīs, kur valdīja katolicisms, baznīcas dogmas arī astronomijā atzina tikai to, kas rakstīts Aristoteļa un Ptolemaja darbos. Vēl pēc teleskopa izgudrošanas 17. gs. baznīcas ideologi apgalvoja, ka plankumu uz Saules nevar būt, jo tie nav minēti Aristoteļa darbos. Tādējādi Aristoteļa lielā zinātniskā autoritāte tika izmantota arī jautājumos, kurus savos darbos viņā nebija pat aplūkojis.

     Plankumi tomēr bija. Par tiem bija zināms arī senajā Romā. Plīnijs vecākais, apdzejodams Jūlija Cēzara nāvi (44. g.p.m.ē.) raksta, ka pat Saules vaigs tāpēc ar rūsas plankumiem pārklājies. Ķīnā 28. gadā p.m.ē. jau bija uzsākta sistemātiska plankumu reģistrēšana.

     Bet Eiropas literatūrā tai pašā laikā parādās tikai ļoti reti ziņojumi par Saules plankumu novērojumiem. Vēlākos gados pamanītos Saules plankumus bieži interpretēja kā Merkura vai Venēras pāriešanu Saules diskam. 14.gs. krievu hronikās pieminēti Saules plankumu novērojumi caur mežu ugunsgrēku dūmiem.

     Visumā dziļi iesakņojies uzskats par "neaptraipīto" Sauli saglabājās līdz pat laikam, kad to 17. gs, un turpmāk sāka novērot ar teleskopiem.

     Taču tikai pēc divarpus gadsimtiem astronomijas amatieris Heinrihs Švābe (1789-1875) savu ilggadējo novērojumu rezultātā atklāja Saules plankumu skaita regulāru mainīšanos. Tā tika likti pamati Saules aktivitātes cikliskuma pētījumiem. H. Švābes pētījumi ieinteresēja angļu pētnieku Ričardu Keringtonu (1826-1875), kurš tai laikā būvēja savu privāto observatoriju Redhillā. No 1853. līdz 1861. gadam viņā veica sistemātiskus Saules plankumu novērojumus. Viņš un otrs angļu astronoms Hodžsons bija pirmie, kuri 1859.gada 1. septembrī vienlaicīgi novēroja pēkšņu spilgtuma palielināšanos liela Saules plankuma apvidū. Tas bija pirmais reģistrētais Saules uzliesmojuma novērojums. Tādā kārtā visa iepriekšējā Saules pētījumu darba kvantitāte nu pārtapa jaunā kvalitātē, kuru iezīmēja līdz šim nezināmas dabas parādības atklājums.

     1859. gada 1. septembra uzliesmojumu vērtējot no šodienas zināšanu viedokļa, var secināt, ka tas bija ļoti liels uzliesmojums, kādus pretstatā parastajiem, kurus novēro tikai caur sarkano filtru, šodien sauc par "baltajiem" uzliesmojumiem. Baltajos uzliesmojumos izdalās milzīga enerģija. Tāpēc arī 1859. gada 1. septembrī jau dažas stundas pēc minētā uzliesmojuma uz Zemes sākās spēcīga magnētiskā vētra. Tas norāda uz to, ka uzliesmojumā tika paātrināts liels daudzums elementārdaļiņu.

     Turpmākajos gados uzliesmojumu novērojumiem bija gadījuma raksturs. Tikai 1920. gadā, kad izgudroja spektroheliogrāfu, Saules pētnieki guva iespēju regulāri novērot un pētīt Saules virsmu un detaļas uz tās, tai skaitā arī uzliesmojumus. Spektroheliogrāfs ir teleskopa un spektroskopa apvienojums, kas dod iespēju fotografēt Saules disku izvēlētā spektrāllīnijā. Visbiežāk astronomi strādā ūdeņraža spektra līnijās. Novērojot Sauli vienā viļņu garumā, pieaug tās fotogrāfiju kontrastainība, rodas iespēja reģistrēt sīkas detaļas un ātrus procesus. Spektroheliogrāfs arī šodien ir viens no Saules uzliesmojumu novērojumu pamatinstrumentiem.

     Trīsdesmito gadu otrajā pusē tika uzsākti jau daudzmaz regulāri uzliesmojumu novērojumi, taču tos pārtrauca karš. Tikai krietni vēlāk, piecdesmito gadu sākumā, atkal sāka veidoties globāls Saules uzliesmojumu dienests, sadarbojoties vairāku valstu, observatorijām.

     Pilnīgi šāda sistēma izveidojās līdz ar Starptautiskā ģeofizikas gada (SĢG) noorganizēšanu (laikā no 1957. gada 1. VII līdz 1959. g. 31. XII). SĢG programmā piedalījās arī Latvijas PSR Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorijas Saules pētnieki, uzliesmojumus novērojot radioviļņu diapazonā (sk. turpmāk).

     Tagad Sauli nepārtraukti novēro gandrīz 100 vietās visapkārt zemeslodei. Sauli fotografē, filmē ar kinokamerām, novēro vizuāli, reģistrā radioviļņus, no kosmiskajiem aparātiem reģistrē tās rentgenstarojumu. Domājams, ka mūsdienās neviens kaut cik ievērojams uzliesmojums, kas notiek no Zemes redzamajā Saules pusē, nepaiet garām Saules pētnieku modrajām acīm.

UZLIESMOJUMU NOVĒROJAMĀS PARĀDĪBAS

     Kā liecina līdzšinējā novērojumu pieredze, liela uzliesmojuma pamatnosacījums ir sarežģīta magnētiskā lauka struktūra, kas izveidojas kādā aktivitātes centrā. Vienkāršākā gadījumā nelieli uzliesmojumi rodas jau tur, kur fotosfērā uzpeldējusi viena magnētiskā lauka plūsma, kā tas paradīts 2.att. Šādu struktūru sauc par bipolāru, jo novērotājs uz Saules virsmas redz divus plankumus ar pretējām magnētiskām polaritātēm. Magnētiskās plūsmas gaita zem fotosfēras un virs tās tieši nav novērojama un līdz kosmikajai ērai informāciju par to guvām tikai netiešu novērojumu un zinātnisku secinājumu ceļā. Tagad ir noskaidrots, ka uzpeldējušās magnētiskās plūsmas augšdaļā, kas ietiecas jau Saules vainagā, ievērojami paaugstinās plūsmas kanālā ietvertās plazmas temperatūra. Tāpēc arī pastiprinās starojuma intensitāte rentgenviļņu diapazonā, ko ārpus atmosfēras no kosmiskajiem aparātiem var reģistrēt kā spožus (jāpiezīmē, ka tie ir spoži tikai Saules rentgenfotogrāfijā) punktus, šādi spoži rentgenstarojuma punkti var parādīties jau dažu stundu laikā pēc bipolārās struktūras rašanās Saules atmosfērā. Apmēram pēc vienas diennakts bipolārajās struktūrās var sākt ģenerēties nelieli uzliesmojumi. Tos novēro, izmantojot spilgtākās ūdeņraža spektrāllīnijas, īpaši Balmera sērijas pirmo līniju t.s. H_α. Šajā līnijā parasti arī novēro Saules uzliesmojumus. Šim nolūkam izgatavo speciālus filtrus, kas laiž cauri tikai šo Saules gaismas viļņa garumu - 656,2 nm. Šis viļņa garums atrodas sarkanajā spektra daļā, tāpēc uz teleskopa ekrāna redzama sarkana Saules virsma ar spilgtajiem uzliesmojumiem. Kā jau minēts iepriekš, bez filtra tos izdalīt nav iespējams, jo parasti to intensitāte nedod pietiekamu kontrastu, lai tos. ieraudzītu arī kopīgajā Saules, gaismas plūsmā - baltajā gaismā.

     Paši lielākie uzliesmojumi parādās tajos aktīvajos apgabalos, kuru magnētiskā struktūra ir kļuvusi sarežģīta. Šo struktūras komplicēšanos pat vienkāršākās Saules virsmas fotogrāfijās var pamanīt pēc daudzajiem plankumiem. Tātad cauri fotosfērai Saules atmosfērā iznākušas daudzas magnētiskās plūsmas ar dažādām polaritātēm, veidojot komplicētu struktūru. Kā zināms, starp ik diviem magnētiskajiem dažādu zīmju poliem ir tāda vieta, kur magnētiskā lauka intensitāte ir vienlīdzīga nullei. Komplicētajā Saules aktivitātes centrā daudzu polu, "barā" šīs neitrālās vietas izveido t.s, neitrālo līniju - šauru joslu, kur magnētiskā lauka intensitāte ir nulle. Novērojumi liecina, ka uzliesmojumu punkti grupējas šīs līnijas tuvumā. Lielu uzliesmojumu gadījumos tie pat var apvienoties vairāk vai mazāk regulārās lentēs, kas novietojušās abpus neitrālajai līnijai. Tā veidojas raksturīga divu lenšu struktūra, kas ir viena no intensīva uzliesmojuma pazīmēm. Dažos gadījumos divu lenšu uzliesmojums sākas kā viena spilgta lente, kas pēkšņi sadalās divās, kuras sāk atvirzīties viena no otras.

     Izmantojot uzliesmojumu novērojumus dažādos starojuma diapazonos - H_α staros, rentgen- un gamma staros -, ir izdarīts secinājums, ka spilgtas lentes atbilst tam magnētisko plūsmu posmam, kas atrodas hromosfēras blīvajos slāņos. Novērotājs tās redz no augšas, projekcijā uz fotosfēru, īstenībā virs divu lenšu struktūras paceļas magnētiskas arkādes (sk. 3. att.), kuru virsotnēs un pamatnē rit gluži atšķirīgi fizikāli procesi. Arkādu virsotnēs, vēl samērā blīvos Saules atmosfēras slāņos, norisinās galvenie uzliesmojuma enerģijas izdalīšanās procesi, kuru pamatā ir ļoti lielas enerģijas daļiņu ģenerācija. Milzīgais atbrīvotais siltuma daudzums plūst arī uz leju - uz arkādes pamatnēm, un siltumvadāmības ceļā te sasilda Saules hromosfēras vielu. Šai arkādu pamatņu "kvēlināšanā" piedalās arī uzliesmojumā ģenerētās lielās enerģijas daļiņas, kuras, sekojot magnētisko spēka līniju virzienam, atstāj uzliesmojuma vietu. Tās dodas arī uz leju un, bremzējoties arkādu apakšējo slāņu blīvākajā vidē, atdod tai savu enerģiju.

     Uzliesmojumam sākoties, vispirms starojuma intensitātes pieaugumu novēro rentgenstarojuma diapazonā. Pakāpenisku, virsotnē sākušos arku sasilšanu dažreiz var novērot rentgenstaros jau apmēram 10 min pirms uzliesmojuma. Uzliesmojuma gaitā novērojama ultravioleto spektra līniju pārbīde, kas liecina par vielas kustībām hromosfēras un vainaga pārejas slānī. Tas nozīmē, ka uzliesmojuma gaitā notiek magnetizēto vielas loku pārkārtošanās. Tūlīt pēc tam parasti parādās pirmie paspilgtinājumi H_α. līnijā - arkādu pamatnēs. Rentgenstarojuma intensitāte šai laikā turpina vēl pieaugt. Lielos, ilgstošos uzliesmojumos šos procesus dažkārt novēro arī vienlaicīgi.

     Trīs jau minēto starojuma veidu - rentgenstarojuma, ultravioletā un H_α starojuma - pieaugums notiek visos uzliesmojumos, un daudzos gadījumos nekādas citas parādības arī nenovēro, šos procesus apvienojoši var saukt par termiskiem, jo tie atbilst siltumvadāmības likumībām un tos var izskaidrot ar temperatūras palielināšanos dažādos magnētisko arku "stāvos": rentgenstarojums rodas augstu arku virsotnēs, kuras atrodas Saules vainagā, ultravioletais starojums - pārejas slānī starp hromosfēru un vainagu, bet optiskais H_α starojums - hromosfērā, kur atrodas arku apakšējās daļas, to atbalsta laukumi.

Enerģija izdalās arku virsotnēs, un šis procesa izplatās pa arkādi no vienas magnētiakāa plūsmas caurules uz otru. Enerģijas izdallaanāa detaļas var novērot kā starojuma intensitātes pieaugumu dažādos diapaaonoa.

     Dažos, sevišķi lielos uzliesmojumos šiem iepriekš aprakstītajiem termiskajiem procesiem papildus klājas pāri īsa, bet nozīmīga t.s. netermiskā fāze, kur procesi rit pēc relatīvistiskās fizikas likumiem. Šai fāzē impulsīvi pieaug intensitāte visīsākajos rentgenstaros un ultravioletajos staros, notiek radiouzliesmojumi centimetru viļņos. Impulsīvā fāze sākas vienmēr vai nu gandrīz reizē vai nedaudz pēc rentgenstaru intensitātes pieauguma sākuma. Tā ilgst dažas sekundes. To mēdz saukt arī par uzliesmojuma sprādziena fāzi.

     Impulsīvajā fāzē dažreiz notiek vēl viena interesanta parādība - tā sauktais III tipa radiouzliesmojums. Tas ir spējš radioviļņu plūsmas pieaugums, ko vispirms reģistrē augstāko, bet jau pēc dažām sekundēm - zemāko frekvenču diapazonā. Tas nozīmē, ka caur Saules vainagu virzienā uz Zemi devušās paātrinātas daļiņas, pa ceļam ģenerējot vispirms īsākus (blīvākos slāņos), tālāk jau garākas (retinātākos slāņos) radioviļņus. Kad uz Saules vienlaicīgi novēro uzliesmojuma impulsīvo fāzi un III tipa radiouzliesmojumu, tad jau pēc dažām stundām uz Zemes var gaidīt pienākam pastiprinātu ātro elektronu plūsmu.

     Jāpiezīmē, ka III tipa radiouzliesmojumu bieži vien novēro arī izolēti, bez iepriekš aprakstītā kompleksā uzliesmojuma. Tas nozīmē, ka daļiņu strūklu ģenerācija var notikt arī pati par sevi, izpaliekot pārējām norisēm.

     Lielos uzliesmojumus dažkārt pavada vēl tā sauktais II tipa radiouzliesmojums - samērā lēnas intensitātes dreifs no augstākajām radiofrekvencēm uz zemākajām. Tas norāda, ka Saules vainagā izplatās triecienvilnis, kura ātrums ir apmēram 1000 km/s. Triecienvilnis rodas apmēram impulsīvās fāzes maksimuma brīdī. Ir noskaidrots, ka II tipa radiouzliesmojumu pamatā ir protonu paātrināšanās procesi Saules atmosfērā uzliesmojumu laiks.

     Uzliesmojuma triecienviļņi bieži iziet cauri Saules vainagam un izplatās tālāk starpplanētu vidē, dažkārt sasniedzot arī Zemi, kur tad sākas pēkšņa ģeomagnētiskā vētra. Parasti visi uzliesmojumi, kuros ģenerējas lielas enerģētisko daļiņu plūsmas, rada arī šādus starpplanētu triecienviļņus. Šo viļņu enerģija mēdz būt ļoti liela, pārsniedzot 5*1025 džoulus.

     Novērojumi rāda, ka triecienviļņi un augstas enerģijas protonu plūsmas starpplanētu telpā gandrīz vienmēr tiek ģenerētas lielos Saules uzliesmojumos, it īpaši tādos, kuriem ir divu lenšu struktūra. Līdz аr protoniem izplatās arī paātrinātie, relatīvistiskām  enerģijām apveltītie elektroni. To ātrums tātad ir tuvs gaismas ātrumam. Tomēr elektronu plūsma ir simtiem reižu mazāka nekā augstas enerģijas protonu plūsma.

     Dažus uzliesmojumus pavada arī lielu hromosfēras plazmas masu izvirdumi. Ja plazmai piešķirtā enerģija ir tik liela, ka tā pārvar Saules gravitācijas spēku (analogi otrajam kosmiskajam ātrumam, startējot starpplanētu kuģim), plazma iziet no Saules vainaga; ja piešķirtais ātruma ir mazāks, plazma gan paceļas vainagā, taču pēc tam krīt atpakaļ. Šīs kustības ātrums ir apmēram 100 km/s kas ir daudzkārt mazāks nekā daļiņu plūsmas izplatības ātrums uzliesmojuma impulsīvajā fāzē; tas ir mazāks arī par protonu plūsmu ātrumu triecienviļņa izplatīšanās gadījumā.

     Arī atgriezeniskie izvirdumi mēdz notikt ārpus uzliesmojumiem, tātad nav uzskatāmi par to neizbēgamu sastāvdaļu.

     Jāatzīmē, ka, novērojot uzliesmojumu tikai optiskajā diapazonā, var rasties doma, ka uzliesmojums ir saistīts ar vielas izvirdumu no Saules dzīlēm. Tiešām, novērojot tikai H_α diapazonā, vispirms parādās viens vai vairāki spilgtāki punkti. Pēc īsa brīža no šiem punktiem augšup paceļas vielas izvirdums. Tāpēc uzliesmojumus sākumā arī sauca par izvirdumiem. Astronomiskajā literatūrā franču valodā vēl Šodien sastopam vardu "eruption" - izvirdums, erupcija -, kaut tagad ir skaidrs, ka Saules uzliesmojumos vielas izvirdums notiek nebūt ne no Saules dzīlēm, bet tam ir tikai lokāla izcelsme un uzliesmojuma procesā tas nav galvenais.

     Kā tad īstenībā noris uzliesmojums uz Saules? Vispirms magnētiskās arkādes virsotnē sākas magnētiskā lauka enerģijas izdalīšanās. Fotosfēras spilgtie punkti norāda šo primārās enerģijas izdalīšanās vietu projekciju. Kā jau minējām, šie punkti ir arku pamatnes, kuras sasilst siltumvadāmības ceļā. Bez tam spilgtuma pieauguma cēlonis ir hromosfēras vielas papildus sablīvēšanās šajās vietās. Šī sablīvēšanās ir dabiskas sekas tam, ka, atbrīvojoties enerģijai, palielinās plazmas spiediens. Tātad, hromosfēras plazma tiek saspiesta. Tālāk, pēc atsperes principa tā atkal cenšas izplesties, un šо fāzi novērojam kā hromosfēras vielas izvirdumu.

     Jāņem vērā, ka optiskajā diapazona uz Saules staro tā viela, kuras temperatūra ir robežās no apmēram 5000 - 10 000 K. Šādas temperatūras vielu un tās kustības tad arī varam novērot caur H_α filtru. Taču paši galvenie uzliesmojuma enerģijas atbrīvošanās procesi notiek vainagā, kur vielas temperatūra pat bez uzliesmojuma pārsniedz 1 000 000 K. Šādas temperatūras viela izstaro jau ultravioleto un rentgena "gaismu", tāpēc, novērojot uzliesmojuma procesu ar H_α filtru, šie procesi nav redzami, un, ja mums nav informācijas, kas iegūta ar cita veida starojuma reģistratoriem, var rasties dona, ka procesi hromosfērā ir vienīgie. Taču uzliesmojuma gaitā līdz ļoti lielām temperatūrām sakarst un kļūst "neredzami" arī hromosfēras virsējie slāņi: salīdzinājumā ar uzliesmojumam blakus esošajiem apgabaliem te īslaicīgi izveidojas tumša vieta, novērotājam rodas ilūzija, ka Saules virsma šajā vietā ir atvērusies. Sakarsētais hromosfēras slānis, nesaņemot vairs enerģiju no uzliesmojuma pirmavota vainagā, sāk darboties autonomi - saskaņā ar fizikas likumiem tas izplešas, kā kura katra sakarsēta gāze. Spiežot uz apkārtējiem slāņiem, tas sablīvē arī tos, un pēc brīža sāk izplesties arī tie. Gāzu kustībai vismazākā pretestība ir virzienā uz augšu, tāpēc rodas iespaids, ka notiek vielas izvirdums no Saules dzīlēm. Tāpēc arī mūsu gadsimta 30-tajos gados uzliesmojumu aprakstos sastopami izteicieni: "Saules virsma atvērās, un sākās izvirdums no tās dzīlēm". Šā priekšstata attēlojumi dažkārt sastopami vēl mūsdienu populārajā literatūrā.

     Tēlaini izsakoties, uzliesmojumu ainas rekonstruēšana tikai pēc optiskā diapazona novērojumiem nedaudz atgādina situāciju, kad pēc dinozauru pēdu nospiedumiem jāizsecina, kāds šis milzīgais dzīvnieks izskatījās. Mūsdienās uzliesmojumu norises un struktūras pētījumiem arvien vairāk izmanto informāciju, kas ietverta rentgena un ultravioletajā diapazonā. Šādi novērojumi kļuva iespējami tikai sešdesmitajos gados līdz ar kosmiskās astronomijas attīstīšanos, kad reģistrējošo aparatūru varēja izvadīt ārpus Zemes atmosfēras, kura minētos starojumus absorbē. Tādējādi arvien paplašinās mūsu iespējas rekonstruēt jo pilnīgāku uzliesmojuma kopējo ainu.

     Pie "neredzamajiem" starojumiem pieder arī radioviļņi. Jau minējām dažus radiostarojuma tipus, kuri pavada uzliesmojumu dažādās fāzes. Vispārīgi ņemot, radiostarojums dažādās variācijās pavada visu uzliesmojuma gaitu. Tāpēc mūsdienās, aprakstot uzliesmojumus, min ne vien to optiskā starojuma intensitāti un starojuma pārņemto laukumu, bet arī citu diapazonu starojumu raksturlielumus. Lai gūtu priekšstatu par uzliesmojuma procesu plašo diapazonu, iepazīsimies ar uzliesmojumu iedalījumu lielumu klasēs.

UZLIESMOJUKU KLASIFIKĀCIJA

     Par uzliesmojuma lieluma pamatkritēriju tiek ņemts tā redzamā spožuma laukums H_α diapazonā novērojamo arkādes pamatņu laukums hromosfērā. Laukumu novērtē tā maksimālajā fāzē (maksimālā spožuma laikā). Tad savu maksimumu parasti sasniedz arī uzliesmojuma laukums. Atkarībā no šī parametra uzliesmojumus iedala četrās pamatgrupās:

     Iekavās dotas uzliesmojuma laukuma robežas īpašās, Saules fizikā lietotās, mērvienībās - Saules redzamās puslodes miljondaļās.

     Ja spožais laukumiņš hromosfērā nepārsniedz 3. 10⁸ km², to vēl neuzskata par īstu uzliesmojumu, bet sauc par subuzliesmojumu un apzīmē ar burtu S.

     Uzliesmojuma spožumu nemēdz mērīt ar fotometru, bet ar aci novērtā kā vāju, normālu vai spožu. Attiecīgi šīs pakāpes apzīmē ar burtiem f, n vai b - pēc angļu vārdiem "faint" - vājš, "normal" -normāls un "brilliant" - spožs. Tāpēc uzliesmojumu apzīmējumi var būt šādi: Sf, Sn, Sb, lf, 1n, 1b, 2f, 2n, 2b, 3f, 3n, 3b, 4f, 4n, 4b.

     Ja uzliesmojums novērots arī no kosmiska aparāta, tad tā lielumu novērtē arī pēc tā rentgenstarojuma intensitātes 1-8 Å (0,1-0,8 nm) diapazonā. Pēc šī parametra uzliesmojumus iedala trijās klasēs: 1) C1-C9, kas atbilst minētā diapazona intensitātēm (1-9).10^-3 erg/cm².s robežās, 2) M1-M9, kas atbilst (1-9).10^-2 erg/cm².s, un 3) X1 un lielākiem, kas atbilst rentgenstaru plūsmas intensitātei, kas ir lielāka par 10^-1 erg/cm².s.

     Ja vienā laikā ar hromosfēras optiskajiem novērojumiem bijuši arī radioviļņu plūsmas novērojumi, tad uzliesmojuma aprakstam pievieno arī radioastronomisko informāciju. Tā ir divējāda: radiostarojuma plūsma 10 cm un 150 cm diapazonā. To novērtē pēc plūsmas logaritma, ja plūsma ir izmērīta tā sauktajās mierīgās Saules radiostarojuma vienībās 10^-22 w/m²Hz, bet uzliesmojuma radioastronomisko tipu apzīmē ar skaitļiem 1-3: 1 - II tipa radiouzliesmojums, 2 - plašu diapazonu aptveroša radiostarojuma intensitātes pieaugums, 3 - IV tipa radiouzliesmojums.

     Bez tam uzliesmojumu raksturošanai izmanto arī ziņas par to izraisītajiem efektiem Zemes jonosfērā, resp., par tās jonizācijas līmeni.

     Ja kādam uzliesmojumam ir izdevies iegūt visu minēto diapazonu raksturlielumus, tad tā lielumu izrēķina pēc formulas

                 CFI = A + B + C + D + E,

     kur CFI ir apvienotā uzliesmojumu indekss,
     А - Zemes, jonosfēras jonizācijas līmenis,
     В - uzliesmojuma balle рēc H_α skalas,
     C - radiostarojuma plūsmas logaritms 10 cm diapazonā,
     D - radiouzliesmojuma tips,
     E - radiostarojuma plūsmas logaritma 150 cm diapazonā.

     Indekss CFI var mainīties robežās no 0 līdz 17. Tiem uzliesmojumiem, kuru indekss ir lielāks par 10, raksturīgs ļoti intensīvs elektromagnētiskais starojums.

     Lasītājs jau būs pamanījis, ka uzliesmojuma skaitliskai raksturošanai nav izmantoti dati par uzliesmojumā paātrinātām daļiņām - protoniem un elektroniem, To daļa. uzliesmojuma kopīgajā enerģētikā ir krietni liela (var pārsniegt 50%), tomēr pagaidām nav vēl izstrādātas metodes to plūsmas skaitliskai mērīšanai. Tāpēc, novērtējot uzliesmojumu un tā sekas starpplanētu telpā un uz Zemes, pieņem, ka starp uzliesmojuma indeksu un daļiņu plūsmu pastāv aptuvena pozitīva korelācija un ka lielāku uzliesmojumu gadījumā lielāka ir arī tā ģenerēto daļiņu plūsma, Uzliesmojumu fizikālo procesu pētījumi patlaban rit ļoti strauji; it īpaši plašu informāciju sniedz ārpusatmosfēras kosmiskie novērojumi ultraviolētajā un rentgenstaru diapazonā. Tāpēc iepriekš minētais "dinozaurs" tiek nemitīgi pilnveidots un katrs nākošais tā apraksta posma ietver plašāku parādību jomu.

SAULES MAGNĒTISKIE LAUKI

     Visi uzliesmojumu novērojumu dati norāda uz to, ka uzliesmojuma apgabals ir ļoti īpatnēja magnētiskā lauka struktūra. Magnētiskais lauks ir arī vienīgais iespējamais enerģijas piegādes avots uzliesmojumam. Tā kā uzliesmojumi notiek tikai aktīvajos apgabalos, tad tieši tiem arī pievērsīsim galveno uzmanību.

     Aktīvie apgabali uz Saules rodas epizodiski, tie pastāv no dažām dienām līdz vairākiem mēnešiem, un vienmēr tie satur plankumus. Kā jau minējām, plankumi ir tās vietas, kur fotosfēru, šķērso magnētiskie lauki. Pēc zinātnes pašreizējām atziņām, šie lauki plazmas kustību rezultātā ģenerējas Saules konvektīvājā zonā. Speciālisti šo procesa apzīmē kā magnetohidrodinamisko procesu. Jau minējām arī, ka plankumu apvidū magnētiskais lauks paceļas augstu virs fotosfēras. Tas novērojams ne vien uzliesmojumu procesa laikā, kad rit rentegstaru ģenerācija, bet arī aktivitātes centra dzīves "mierīgajā" fāze, jo magnētiskie spēki uztur protubarences - karstas plazmas mākoņus, kuri paceļas līdz vairākiem desmitiem tūkstošu km augstumā. Protuberences var novērot vai nu pilna Saules aptumsuma laikā, vai arī ar tā sauktā ārpusaptumsumа koronogrāfu, kurā tiek ekranizēta Saules redzamā, diska spožā gaisma (sk. 4. att.).

     Magnētisko lauku izcilā loma uzliesmojuma procssos un aktivitātes centru evolūcijā var realizēties tikai tāpēc, ka Saules atmosfērā pastāv liels plazmas blīvuma gradients: plazmas blīvums no fotosfēras līdz vainagam ievērojami samazinās. Līdz ar to augstākajos slāņos magnētiskā enerģija pārsniedz plazmas kinētisko enerģiju, un plazmas dinamiku nosaka magnētiskā lauka struktūra.

4. att. Saules magnētisko, lauku struktūras izmaiņas magnētisko lauku mijiedarbības rezultātā:
a) jaunizveidojies aktīvais apgabals,
b) aktīvais apgabals pēc uzliesmojuma.

     Aktivitātes centra augstākajos slāņos, kur plazma ir retināta, tās kustības notiek tikai gar magnētiska lauka spēka līnijām, bet nekad - tām perpendikulāri. Dažkārt magnētiskais lauks ar savu spēka līniju kustību plazmu pārvieto pats.

     Šeit uzskatāmi izpaužas dabas procesu dialektika: magnētisko lauku ģenerē blīvās plazmas kustības, bet, plazmas blīvumam samazinoties, notiek pretējais - viela sāk klausīt magnētiskajam laukam un pat tam pilnīgi pakļaujas.

     Magnētiskie lauki aktivitātes centrā atrodas nemitīgā kustībā. Šīs kustības cēlonis ir, no vienas puses, konvektīvās zonas procesi, kuri šad un tad piegādā aktivitātes centram jaunas magnētisko plūsmu "porcijas"; no otras puses, augstākos slāņos magnētiskajās lamatās ietvertā plazma nelielā mērā tomēr parāda savu vielisko dabu - tā noliec magnētiskā lauka arkas, svārstās reizē ar tām, krīt uz leju utt. Tāpēc magnētiskie lauki aktivitātes centros izveido sarežģītas struktūras, kuras arī var savstarpēji mijiedarboties. Līdz ar to izmainās magnētisko spēka līniju "pinuma" veids. Šai gadījumā mūs interesē tā saukto neitrālo atrāvās slāņu veidošanās.

     Neitrālie strāvas slāņi ir fotosfēras neitrālo līniju (sk. iepriekš) analogs. Starpība ir "tikai" tajā apstāklī, ka neitrālās līnijas fotosfērā ir viegli konstatējamas, kaut vai novelkot ar zīmuli Saules kartē līniju starp plankumiem ar pretējām polaritātēm (Saules pētnieki gan to izdara ar speciāliem paņēmieniem, izmantojot novērojumu datus ar tā sauktajiem magnetogrāfiem). Neitrālais slānis Saules vainagā turpretī jau ir "dinozaura mugura" - to līdz šim vēl nekādi nav izdevies novērot: par tā eksistenci mēs spriežam tikai pēc efektiem, kurus novērojam rentgendiapazonā u. c. Bez priekšstata par strāvas slāni kopīgajā ainā un fizikāli likumsakarīgā procesu gaitā vispār nebūtu bijis iespējams ietvert visas novērotās uzliesmojumu fāzes un epizodes.

     Neitrālajā strāvas slānī (tas neizbēgami jāsecina no fizikas teorētiskajiem priekšstatiem!) valda īpatnēji apstākļi, kurus, nosaka magnētiskā lauka kritums šā slāņa abās puses. Strāvas slānis ir ļoti plāns, bet plazmas blīvums tajā miljoniem reižu pārsniedz apkārtējās Saules atmosfēras blīvumu (sk. 5. att.). Plazmu šajā slānī satur kopā spēcīgais magnētiskais lauks, kurš, spēka līnijām pārvietojoties, "ievāc" sevī arvien jaunu plazmas daudzumu un saspiež to slānī. Šā slāņa vidū pretēji virzītās magnētisko lauku spēka līnijas var pārsavienoties - anihilēt. Līdz ar to notiek pakāpeniska magnētiskā lauka enerģijas izdalīšanās - pārvēršanās citos enerģijas veidos (sk. turpmāk). Bez tam, enerģija šai slānī pastāvīgi izdalās arī Džoula disipācijas ceļā, kā jebkurā vadošā vidē, kurā plūst elektriskā strāva.

5. att. Magnētisko lauku konfigurācijas ar slāni ( biezākā līnija): a) veidošanās stadijā, b) uzliesmojuma laikā slānis sabrūk.

     Tālāk aplūkosim, kas notiek ar atbrīvoto enerģiju. Тā tiek aizvadīta gan starojuma, gan siltuma plūsmu veidā. Enerģijas daļa, kas atbrīvojas starojuma veidā, izplatās uz visām pusēm vienādi. Daļa no tās nokļūst arī Saules atmosfēras apakšējos blīvākajos, slāņos, tur absorbējas, un šie slāņi tad sasilst un izplešas. Turpretī siltuma plūsmas taču ir vielas plūsmas - Saules atmosfēras apstākļos tās ir lādētu daļiņu plūsmas. Tāpēc saskaņā - fizikas likumiem, tās var izplatīties tikai paralēli magnētiskā lauka virzienam. Tomēr, no otras puses, šis siltuma izplatīšanās process ir analogs parastajam siltumvadīšanas procesam uz Zemes un to apraksta ar analogiem matemātiskiem vienādojumiem. Tas ir  ļoti svarīgs konstatējums, kas lielā mērā ļāvis noskaidrot Saules uzliesmojumu norisi, galvenos spēkus tajā.

     Ilgus gadus domāja, ka uzliesmojamos notiek galvenokārt kādi "eksotiski" procesi - kodolreakcijas u. tml. -, ka klasiskajai siltumvadāmībai te nevar būt liela nozīme. Dažādu mazpamatotu hipotēžu veidošanās allaž notiek tad, kad par pētāmo parādība nepietiek objektīvas fizikālas informācijas. Zinātnes attīstības gaitā iegūstot šādu informāciju, aptuveno hipotēžu vietā tiek veidotas fizikāli pamatotas teorijas. Saules uzliesmojumu fizikālās teorijas veidošanā piedalās arī Latvijas astrofiziķi - Latvijas PSR Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorijas Saules pētnieki. Tie ir izveidojuši paņēmienu - teorētiska modeļa skaitlisku analīzi -, ar kura palīdzību pierādīja, ka uzliesmojuma procesā siltumvadāmībai var būt ievērojama loma. Tā var būt pat galvenais fizikālais pamats enerģijas pārnesei uz uzliesmojuma perifēriju. Šo teorētisko priekšstatu apstiprina dati, kas iegūti uzliesmojumu, novērojumos dažādu diapazonu "gaismās".

     Izsekosim uzliesmojuma tālākajām fāzēm. Ja aktīvā apgabala magnētiskajās struktūrās uzkrājas vairāk enerģijas, nekā spēj izdalīties iepriekš minētajos veidos, tad tai neizbēgami jāatbrīvojas lēcieniem, t.i., atsevišķa sprādzienu veidā. Šo enerģijas izdalīšanas veidu tā arī sauc: uzliesmojuma sprādziena fāze. Tā ir raksturīga visiem lielajiem Saules uzliesmojumiem, kuros notiek kodoldaļiņu paātrināšana un kuru prognoze ir svarīga kosmonautikai un daudzām tautsaimniecības nozarēm. Minētajā eksplozijas procesā strāvas slānis pavisam sabrūk, bet tā plazmas temperatūra sasniedz 108 Kelvina grādus, simts un vairāk reižu pārsniedzot apkārtējās vides temperatūru. Līdz ar to plazmas - vielas - un magnētiskā lauka dialektiskajā mijiedarbībā iestājas vēl viena fāze: magnētiskais lauks padodas karstās plazmas spiedienam, un tā spēji izplatās nu jau ne tikai magnētisko spēka līniju virzienā, bet uz visām pusēm (no eksplozijas vietas uz visām pusēm izdalās vareni triecienviļņi). Tie izraisa arī elementārdaļiņu paātrināšanos gandrīz līdz gaismas ātrumam. Elementārdaļiņas paātrinās arī pašā strāvas slānī tā sabrukšanas momentā un izplatās uz visām pusēm, arī virzienā uz pašu Sauli. Ietriecoties blīvajā hromosfērā, tās izraisa strauju temperatūras pieaugumu, ko novērojam kā piepeši uzliesmojošu spilgtu laukumu, un citus procesus. Arī šāda veida notikumus skaitliski modelējuši ZA RAO pētnieki un ieguvuši sakritību ar novērojumu datiem. Tādējādi ir apstiprinājušies šeit aprakstītie, teorētiskie paredzējumi.

     RAO veikto pētījumu rezultātā ir kļuvis arī skaidrs, ks no uzliesmojumu novērojumiem ir iespējams atšifrēt pat konkrēto enerģijas piegādes procesu, resp, noteikt, vai attiecīgajā uzliesmojumā pārsvarā ir siltumvadāmības vai paātrināto daļiņu darbība. Diemžēl pašreizējā attiecīgās tehnikas līmenī vēl nav iespējama šādu novērojumu veikšana. Te atkal parādās dabas dialektika šoreiz zināšanu attīstības jomā: dabas procesu novērojumi iegulst teorētisko priekšstatu pamatos, tie drīz vien savukārt aizsteidzas konkrētajām zināšanām pa priekšu, un pētnieki steidz būvēt komplicētākas novērojumu iekārtas, lai atklātu atkal jaunas un vēl neizprastas parādības un veidotu jaunas, jau pilnīgākas teorijas. Uzliesmojumu izpēte ir lielisks šādas dialektiskas zināšanu attīstības piemērs.

UZLIESMOJUMU PROGNOZĒŠANA

     Saules un Zemes sakaru pētījumi jau šā gadsimta trīsdesmito gadu vidū parādīja, ka uzliesmojumi uz Saules būtiski ietekmē mūsu apkārtējo vidi. Saules uzliesmojumos ģenerētus daļiņu, un starojumu plūsmas ievērojami pārsniedz šo starojumu līmeni "mierīgās" Saules laikā. Tāpēc Zemes atmosfēra, kurā gandrīz visi starojumi iestrēgst, tiek ievērojami perturbēta, un mums apkārtējā vidē notiek gan meteoroloģisko, gan radiācijas, magnētisko un elektrisko parametru izmaiņas. Šāda veida perturbācijām īpaši pakļautas ir dažādas kosmiskās sistēmas, kas atrodas ārpus Zemes atmosfēras drošā aizsega. Tāpat Zemes polārajos apgabalos, kur ģeomagnētiskā lauka struktūra pieļauj pastiprinātu kosmisko daļiņu iespiešanos Zemes jonosfērā, Saules uzliesmojumiem seko dažkārt pat dienām ilgi radiosakaru pārtraukuma periodi. Bet arī tajos zemeslodes apvidos, kuri šķiet labi ekranēti, uzliesmojumu periodos novēro traucējumus gan bioloģiskās, gan tehnoloģiskās sistēmās. Piemēram, rodas ekstremālas situācijas lielās enerģētiskās sistēmās, augstfrekvenču sakaru kanālos, paātrinās korozijas procesi lielos cauruļvados.

     Tāpēc Saules uzliesmojumu prognozēšanas problēma ir kļuvusi par praktisku ikdienas nepieciešamību. Līdztekus tam prognostisko likumību meklējumi stimulē zinātnieku iedziļināšanos uzliesmojumu procesos, tā paplašinot mūsu zināšanas un priekšstatus nevien par nestacionārajiem procesiem uz Saules, bet arī par analogām norisēm citās zvaigznēs un kosmosa vispār.

     Uzliesmojumu prognoze ir daļa no Saules aktīvo apgabalu evolūcijas prognozes. Precīzā formulējumā zinātnieki to sauc šādi - pirmsuzliesmojuma situācijas pazīšanas problēma aktīvajā apgabalā. Šādā skatījumā šī problēma var tikt risināta ar kibernētikas metodēm, kur dažādas attēlu pazīšanas metodes tiek attīstītas jau sen.      Tomēr, neraugoties uz to, ka par uzliesmojumiem un to priekšvēstnešiem ir iegūts ļoti liels faktu materiāls, uzliesmojumu prognožu ticamība pagaidām nepārsniedz 90 procentus. Tālākais progress šajā jomā atkarīgs no vēl pilnīgākas uzliesmojumu procesa un tā priekšnoteikumu izpratnes.

     Uzliesmojumu prognozes atkarībā no to termiņa iedala vairākās grupās. Prognozes dažām dienām vai vēl mazākam laika periodam sauc par īslaicīgām. Daudzi prognozēšanas centri sagatavo prognozes tikai 24 stundu periodam. Tieši šādā veidā izdodas droši prognozēt gandrīz visus lielos uzliesmojumus. Kļūdīties, pēc šīs metodes, var tikai attiecībā uz mazajiem uzliesmojumiem, taču tie mijiedarbībā ar Zemi nav visai efektīvi. Vēl lielāka precizitāte ir tādām uzliesmojumu izcelšanās prognozēm, kuras sastāda tikai vienai stundai uz priekšu. Taču šādām prognozēm ir ievērojami mazāka praktiskā nozīme, jo īsā laika intervāla dēļ ir ierobežotas trauksmes izziņošanas iespējas.

     Nākošā prognožu grupa ir prognoze vienam Saules rotācijas periodam - 27 dienām. Šajā laikā Saule attiecībā pret mums izdara vienu pilnu apgriezienu, tāpēc, pārzinot aktivitātes centru attīstības vispārējās likumības, var prognozēt to darbību, minētajam laika posmam, šādas prognozes ir mazāk precīzas par īslaicīgajām, tomēr ļoti noderīgas daudzām tautsaimniecības nozarēm, jo norāda aptuvenu iespējamo perturbāciju laiku.

     Vēl ilgāka laika prognozes - līdz gadam - balstās tikai uz salīdzinošām analoģijām, pieņemot, ka situācija prognozējamā periodā būs visai līdzīga vidējiem rādītājiem. Saprotams, ka šāda veida prognozēm ir vismazākā ticamība.

     Prognožu jomai pieder arī uzliesmojumu diagnostika. Tā ir uzliesmojuma sagaidāmo ģeofizikālo seku novērtēšana pēc uzliesmojuma parametriem. Daudzu pētījumu rezultātā ir noskaidrots, ka pēc uzliesmojuma laukuma, spožuma, starojuma spektra, radioviļņu rakstura u.c. lielumiem jau iepriekš var spriest, pirmkārt, par to, vai daļiņu plūsmas trāpīs Zemi, vai ne, un, otrkārt, par to, kādas būs daļiņu enerģijas šajās plūsmās un kāda būs plūsmu intensitāte. Gaiamas signāls par notikušo uzliesmojumu - pats uzliesmojuma novērojums - no norises uz Saules atpaliek tikai par 8 minūtēm (tas viegli aprēķināms pēc gaismas izplatīšanas ātruma un attāluma starp Sauli un Zemi), bet vielas daļiņu plūsma nekādā gadījumā nespēj atnākt ātrāk par dažām stundām. Parasti vidējas enerģijas daļiņas, kuras pie Zemes izraisa magnētiskās vētras, "ceļo" uz mums pat 2-3 dienas, jo, tāpat kā Saules tuvumā, tās seko magnētisko spēka līniju virzienam starpplanētu telpā. Bez tam, šādu daļiņu ātrums ir apmēram 10.000-30.000 km/s. Divas trīs dienas ir pietiekams laika posms, lai paredzamās perturbācijas izziņotu visiem interesentiem - sakara darbiniekiem u.c.

     Latvijas PER Zinātņu akadēmijas Radioastrofizikas observatorijā jau kopš piecdesmito gadu vidus tiek veikti pētījumi uzliesmojumu diagnostikā (sākumā) un uzliesmojumu prognozēšanā (kopš septiņdesmito gadu vidus). Abos šajos pētījumu virzienos par pamatu, izmantoti Saules radioviļņu plūsmas novērojumu dati, kas observatorijas novērojumu bāzē Baldones ciema Riekstkalnā iegūti ar speciāliem radioteleskopiem. Diagnosticēšanas jomā uzliesmojumu ģeofizikālās aktivitātes prognozei pēc radioplūsmas īpatnībām izstrādāti vairāki kritēriji. Piemēram, noskaidrots, ka ļoti lielas ģeomagnētiskās vētras izceļas pēc tiem uzliesmojumiem, kuru radiostarojuma intensīvā plūsma metru viļņu diapazonā ir vairāk nekā divas reizes ilgāka nekā plūsma centimetru diapazonā. Uzliesmojumu prognozēšanā pētījumi vērsti Saules dažādo svārstību analīzes virzienā. Pašreiz publicēts RAO līdzstrādnieku pētījums par īpatnējām radioviļņu plūsmas variācijām, kas rodas decimetru diapazonā 1-2 dienas pirms uzliesmojuma.

     Saules starojumu pētījumi turpinās. Visā pasaulē un arī mūsu republikas ZA Radioastrofizikas observatorijā pētnieki cenšas savākt iespējami daudz Saules sūtītās informācijas, lai iespējami pilnīgāk mācētu saprast šīs informācijas nozīmīgumu.

LITERATŪRA
Astronomija. - LPE 5₂ sēj. 461.- 463. lpp.
Cimahoviča N. Kad Zeme neklausa Saulei. - Zvaigžņotā Dsbess 1984.gada pavasaris, 13.-14.lpp.
Cimahoviča N. Saule un mēs. - R. LPSR Zinību biedrība, 1978. 24 lpp.
Cimahoviča N., Spektors A. Saules uzliesmojumi. - Zvaigžņotā Debess, 1981.gada vasara, 2.- 9. lpp.
Ozoliņš G. Saules aktivitātes cikli: Fakti un prognozes. - Zvaigžņotā Debess, 1975.gada vasara, 11.-16. lpp.
Spektors A. Saules uzliesmojumi. - Zinātne un Tehnika, 1983, Nr. 7. 6.-7. lpp.
Витинский Ю.И. Солнечная активность. - M.: Наука, 1983. - 192 с.
Мирошниченко Л.И. Солнечная активность и Земля. - М.: Наука, 1981. - 144 с.

SATURS

Lektoru ievērībai ................................................................	3
Ievads ...............................................................................	3
Vispārējās ziņas par Sauli ...................................................	4
Vēsturisks atskats ..............................................................	7
Uzliesmojumu novērojamās parādības ................................	9
Uzliesmojumu klasifikācija .................................................	17
Saules magnētiskie lauki .....................................................	20
Uzliesmojumu prognozēšana ..............................................	25
Literatūra ...........................................................................	29