Päikese ja tähtede füüsiline asend. Päike – astronoomiline teave. Täheldatakse võimsat magnetvälja

(Päikese foto nr 1)

Teave päikese kui ühe neist tähtedest.

U päike On omadusi, mida leiame galaktika teistel tähtedel. Näiteks Päike on oma suuruse ja kiirguse värvuse poolest kollane kääbus, nagu mõned teisedki tähed, astronoomide vaadeldud viiekümnest tähesüsteemist heledamalt neljas täht. See on üksik täht, mis kiirgab erineva pikkusega laineid (infrapuna-, gamma-, röntgen-, raadiokiired), kuid kõige enam on lained nähtavad, kollakasrohelised. Päike nende kiirguste kompleks (päikesetuul) mõjutab oluliselt Maad, kuid maa ei ole kaitsetu, seda kaitsevad atmosfäär ja magnetosfäär päikesekiirte kahjuliku mõju eest.

Päikese koostis- plasmapall, st laetud osakeste kompleks, mis interakteeruvad üksteisega, need on heeliumi ja vesiniku aatomite tuumad ning ka elektronid. Selle interaktsiooni tulemuseks on magnetvälja olemasolu tähe lähedal, mis hoiab päikesesatelliite – planeete – enda ümber.

Tänu päikese pinnal toimuvatele magnetilistele protsessidele jälgime selliseid päikeselaigud. Huvitav on see, et need ei ilmu ükshaaval, vaid paarikaupa kohtades, kus moonutatud magnetväli väljub ja siseneb, kuuma gaasi keeriste kujul. Päikese magnetvälja moonutused on erinevatel aastatel erineva tugevusega. See muutub 11,2 aasta jooksul, seda perioodi nimetatakse päikeseaastaks. Olenevalt päikese aktiivsusest tekivad ja kaovad sellele päikeselaigud.

Lühike teave päikese struktuuri kohta.

(Päikese foto nr 2)

Seda, mida me päikese pinnal näeme, nimetatakse fotosfääriks; see meie tähe väliskest on 300 km paksune ja on pidevas energia liikumises. Edasi, suundudes sügavamale Päikese keskpunkti poole, pakuvad teadlased välja konvektsioonikihi, milles tähe tuumast kiirgav energia kandub sisemistest kihtidest väliskihtidesse, kus footonid kalduvad väljapoole, aine neeldub. päikese käes ja kiirguvad uuesti, näivad nad seal segunevat. Ja loomulikult on päikese keskmes tuum, mis tekitab tuumareaktsioone, see on tihe ja kuumem kui päikese pinnakiht. Päikesel on ka atmosfäär, mida nimetatakse päikesekroonaks, kuid erinevalt maa omast ei koosne see hapnikust ja süsihappegaasist, vaid see on päikese enda kiirgus, mis on kordades kuumem kui päikese keha, nii et varjutuste ajal kroon on selgelt nähtav. See on hajutatud. Kui te liigute tähest eemale, on see nähtav 5 raadiuses päikesest ja kaugemal rohkem kui 10 raadiuses meie valgustist. Päikesesatelliidid, nagu ka Maa, asuvad selle krooni sees, kuid selle kaugemal piiril. Enamikul klassikalistest tähtedest on sarnane struktuur.

Purskab päikese kroonist päikeseline tuul, mis kannab endaga kaasa päikese kehamassi osakesi. 150 aasta jooksul kaotab päike massi (ioniseeritud osakesed - prootonid, elektronid, α-osakesed), mis on võrdne Maa massiga. Päikesetuul mõjutab aktiivselt Maa atmosfääri, näiteks tekitab aurorasid ja geomagnetilisi torme.

Teave päikesekiirte ja koronaalsete väljutuste kohta.

Päikese atmosfääris toimub aeg-ajalt energiapuhang, mida nimetatakse päikesepõletuseks, see erineb Päikese krooni väljapaiskumisest, millest tuleb juttu artiklis hiljem. See puhang võtab aega mitu minutit ja seda on väga raske ennustada. Energia vabanemine on nii võimas, et mõjutab oluliselt mobiilsidevõrku, elektromagnetilisi mõõteriistu ja põhjustab elektromagnettorme. Koronaalsed väljapaiskumised on päikesemassi väljaheited Päikese atmosfääri ühes osas – päikesekroonas, mida on väga raske jälgida, kuna päikese kuma segab, kuid see on võimalik vaid spetsiaalsete instrumentide abil. Koronaalne väljutus koosneb plasmast (ioonide, prootonite, väikese koguse heeliumi ja hapniku koostis), on hiiglasliku silmuse kujuga ja ei pruugi ajaliselt kokku langeda päikesepõletustega. Mõnedel universumi tähtedel on sellised rakud ja väljapaiskumised, kuid need on palju võimsamad kui päikese omad ja takistavad elu olemasolu nende satelliitidel.

Teave päikese ja päikesevarjutuste kohta.

Päikesevarjutus on siis, kui kuu on päikese ja maa vahel. Päike ei ripu ruumis liikumatult, ta pöörleb teatud kiirusega enda ümber ja kuu ei seisa paigal, vaid pöörleb ümber päikese. Ja perioodiliselt on ajalõike, mil öine valgus paistab selgelt maa ja päikese vahele ning varjab valguse osaliselt või täielikult meie vaateväljast, siis on näha päikese krooni. Keskmiselt võib päikesevarjutust näha 2 korda aastas erinevatest maakera paikadest. Selle nähtuse käigus liigub üle Maa ümmargune kuu vari, mis võib katta suure linna. Samast kohast saab päikesevarjutust palja silmaga näha vaid kord 200-300 aasta jooksul.

Kõik Päikesest ja selle asukohast galaktikas.

Lühidalt öeldes asub meie täht Linnuteel – võrega spiraalgalaktikas, mille keskpunktist on meie täht 26 000 valgusaasta kaugusel. Päike liigub ümber Linnutee ja teeb ühe pöörde iga 225–250 miili järel. aastat. Praegu asub meie täht seestpoolt Orioni käe serval, Amburi käe ja Perseuse käe vahel, seda kohta nimetatakse ka "kohalikuks tähtedevaheliseks pilveks" - see on tähtedevahelise gaasi tihe akumulatsioon temperatuur on peaaegu võrdne Päikese temperatuuriga. See pilv asub omakorda "kohalikus mullis" - see on kuuma tähtedevahelise gaasi territoorium, mis on oma struktuuris rohkem tühjenenud kui tähtedevaheline pilv.

Teave päikese kohta numbrites:

Kaugus maast päikeseni (keskmiselt) on 149600000 km, 92937000 miili.

Päikeseketta läbimõõt on 1392000 km, 864950 miili, 109 võrra rohkem kui maakera läbimõõt)

Päikese mass - 1,99 x 1030 kg, 333 000 korda suurem kui Maa mass

Päikese keskmine tihedus on 1,41 g/cm 3 (1/4 maapinnast)

Päikese pinna temperatuur - 5470 °C (9880 °F), päikese südamiku temperatuur - 14000000 °C (25000000 °F)

Väljundvõimsus - 3,86 x 10 26 vatti

Pöörlemisperiood maa suhtes - 26,9 (ekvaator), 27,3 (päikeselaikude tsoon, 16 ° N), 31,1 (poolus)

Teave päikese kohta - ainulaadne täht.

(Päikese foto nr 3)

Teave päikese ja selle päritolu kohta.

Päikese päritolu kohta on kaks peamist seisukohta. Ateistid ja evolutsionistid usuvad, et Päike on tavaline täht paljude tähtede seas, mis tekkisid kokkusurutud gaasi ja tolmu udukogus. Kuid meil ei ole ega saa olla kindlaid tõendeid tähe sellise päritolu ja moodustumise protsessi kohta; need on vaid oletused, mis põhinevad veendumusel, et intelligentset Loojat pole olemas ja kõik juhtus mitmete õnnetuste tõttu. Teine vaade Päikese tekkele põhineb ajaloolisel dokumendil, mis on püsinud muutumatuna pikki sajandeid – Piiblil. Niisiis, viidates sellele ajaloolisele dokumendile, saame 1. Moosese raamatu 1. peatükist teada, et Päikese moodustas ja pani galaktikasse oma intelligentse plaani kohaselt kõige materiaalse ja mittemateriaalse Looja ise. Päikese päritolu teadusliku vaate kohta loe lähemalt artiklist.

Lühidalt kõik päikese noorusest.

Teave päikese ja selle ainulaadse püsivuse kohta.

Elu eksisteerimiseks Maal peab selle täht oma satelliidile positiivselt ja pidevalt mõjutama. Päike sobib selleks igati.

Päikese saatus.

Selle kohta, kuidas Päike oma eksistentsi lõpetab, on erinevaid oletusi, kuid need on piiratud inimese oletused, kes oskab vaid oletada. Kuid on tõendeid, mis on usaldusväärsemad kui õppinud ateistide väljamõeldised.

Piibel ütleb Ilmutusraamatus Johannese 6. Salm 12 inimkonna suurest kohtuotsusest nende Loojast taganemise pärast « Ja kui Ta avas kuuenda pitseri, siis ma vaatasin, ja ennäe, toimus suur maavärin ja päike muutus tumedaks nagu kotiriie (kaltsud) ja kuu muutus nagu veri...” Meie maailma eksisteerimise lõpp on käes. siin piltkeeles kirjeldatud. Ja see ei juhtu miljonite aastate pärast, nagu ateistid usuvad, vaid võib-olla järgmiste aastatuhandete jooksul; seekord ei tea keegi, kuid see juhtub kindlasti.

Päikese uurimist viisid läbi paljud kosmoselaevad, umbes kakssada (194), kuid oli ka spetsiaalseid, need on:
Esimesed Päikese vaatlemiseks mõeldud kosmoselaevad olid NASA ehitatud Pioneer seeria satelliidid numbritega 5-9, mis lasti orbiidile aastatel 1960-1968. Need satelliidid tiirlesid ümber Päikese Maa orbiidi lähedal ja tegid esimesed üksikasjalikud päikesetuule mõõtmised.
Orbitaalne päikeseobservatoorium("OSO") - aastatel 1962–1975 orbiidile saadetud Ameerika satelliitide seeria, mille eesmärk on uurida Päikest, eelkõige ultraviolett- ja röntgenikiirguse lainepikkustel.
SC "Helios-1"- Lääne-Saksamaa AMS käivitati 10. detsembril 1974, mille eesmärk oli uurida päikesetuule, planeetidevahelist magnetvälja, kosmilist kiirgust, sodiaagivalgust, meteooriosakesi ja raadiomüra ümbritsevas päikeseruumis, samuti läbi viia katseid, et registreerida nähtusi, mida ennustatakse. üldine relatiivsusteooria. 15.01.1976 Lääne-Saksamaa kosmoselaev lendas orbiidile Helios-2". 17.04.1976 "Helios-2" (Helios) lähenes Päikesele esmakordselt 0,29 AU (43,432 miljoni km) kaugusel. Eelkõige on registreeritud magnetilised lööklained vahemikus 100 - 2200 Hz, samuti kergete heeliumituumade ilmumine päikesepõletuste ajal, mis viitab kõrge energiaga termotuumaprotsessidele päikese kromosfääris. Veel üks selle programmi huvitav tähelepanek on see, et väikeste meteoriitide ruumiline tihedus Päikese lähedal on viisteist korda suurem kui Maa lähedal. Esmakordselt saavutatud rekordkiirus kiirusel 66,7 km/s, liikudes 12g.
1973. aastal hakkas kosmosejaamas tegutsema kosmose päikeseobservatoorium (Apollo Telescope Mount). Skylab. Selle observatooriumi abil tehti dünaamilises režiimis esimesed vaatlused päikese üleminekupiirkonna ja päikesekrooni ultraviolettkiirguse kohta. Samuti aitas see avastada "koronaalseid massipurskeid" ja koronaalseid auke, mis on nüüd teadaolevalt tihedalt seotud päikesetuulega.
Solar Maximum Study Satellite("SMM") – Ameerika satelliit ( Päikeseenergia maksimaalne missioon- SMM), mis käivitati 14. veebruaril 1980, et jälgida päikesekiirte ultraviolett-, röntgen- ja gammakiirgust kõrge päikeseaktiivsuse perioodidel. Kuid vaid paar kuud pärast käivitamist läks sond elektroonika rikke tõttu passiivsesse režiimi. 1984. aastal lahendas Challengeri süstiku kosmosemissioon STS-41C sondi probleemi ja saatis selle tagasi orbiidile. Pärast seda, enne atmosfääri sisenemist 1989. aasta juunis, tegi seade päikesekroonist tuhandeid pilte. Tema mõõtmised aitasid ka välja selgitada, et Päikese kogukiirguse võimsus pooleteise aasta vaatluste jooksul muutus päikese maksimaalse aktiivsuse perioodil vaid 0,01%.
Jaapani kosmoseaparaat Yohkoh(Yoko, "Päikesevalgus"), mis käivitati 1991. aastal, tegi vaatlusi päikesekiirguse kohta röntgenikiirguse vahemikus. Tema leiud aitasid teadlastel tuvastada mitut erinevat tüüpi päikesepurskeid ja näitasid, et koroona on isegi maksimaalse aktiivsusega piirkondadest kaugel, palju dünaamilisem, kui seni arvati. Yohkoh töötas kogu päikesetsükli ja läks 2001. aasta päikesevarjutuse ajal passiivsesse režiimi, kui kaotas oma joonduse Päikesega. 2005. aastal sisenes satelliit atmosfääri ja hävis.
Päikesesond "Ulysses" - Euroopa automaatjaam käivitati 6. oktoobril 1990, et mõõta päikesetuule parameetreid, magnetvälja väljaspool ekliptikatasandit ning uurida heliosfääri polaaralasid. Skaneeris Päikese ekvatoriaaltasandit kuni Maa orbiidini. Esimest korda registreeris ta raadiolainevahemikus päikese magnetvälja spiraalse kuju, mis lahknes nagu ventilaator. Ta leidis, et Päikese magnetvälja tugevus aja jooksul suureneb ja on viimase 100 aasta jooksul suurenenud 2,3 korda. See on ainus kosmoselaev, mis liigub heliotsentrilisel orbiidil ekliptikatasandiga risti. 1995. aasta keskel lendas see oma minimaalse aktiivsusega üle Päikese lõunapooluse ja 27. novembril 2000 lendas teist korda, saavutades lõunapoolkeral maksimaalse laiuskraadi -80,1 kraadi. 17.04.1998 AC " Ulysses " lõpetas oma esimese orbiidi ümber Päikese. 7. veebruar 2007 Sond Ulysses "läbis" oma missiooni käigus olulise verstaposti – kolmandat korda oma lennu jooksul ületas see Päikese pinnal 80 lõunalaiuskraadi. See trajektoori läbimine meie tähe polaarpiirkonnast algas 2006. aasta novembris ja sellest sai kolmas sondi kuueteistkümneaastase ajaloo jooksul. Kord 6,2 aasta jooksul teeb see pöörde meie valgusti ümber ja iga pöörde ajal liigub see üle Päikese polaaralade. Lennu ajal said teadlased palju uut teaduslikku teavet. Selliste möödalendude ajal tiirleb satelliit esmalt ümber Päikese lõunapooluse ja seejärel põhjapooluse. Ulysses kinnitas päikesepoolustelt kiire päikesetuule olemasolu kiirusega ligikaudu 750 km/s, mis on oodatust väiksem.
Päikesetuuleuuringu satelliit Tuul" - Ameerika uurimissõiduk, mis saadeti 1. novembril 1994 orbiidile järgmiste parameetritega: orbiidi kalle - 28,76º; T=20673,75 min; P=187 km; A=486099 km. 19. augustil 2000 sooritas ta 32. möödalennu Kuust. WIND-kosmoselaeva abil suutsid teadlased teha harvaesinevaid otseseid magnetilise taasühendamise vaatlusi, mis võimaldab päikesetuule poolt juhitaval Päikese magnetväljal seostuda Maa magnetväljaga, võimaldades Päikesest pärit plasmal ja energial Maa ruumi voolata. põhjustades aurorasid ja magnettorme.
Päikese ja heliosfääri vaatluskeskus (SOHO) – Uurimissatelliit (Solar and Heliospheric Observatory – SOHO), mille Euroopa Kosmoseagentuur saatis orbiidile 2. detsembril 1995 ja mille eeldatav tööiga on umbes kaks aastat. See lasti orbiidile ümber Päikese ühes Lagrange'i punktis (L1), kus Maa ja Päikese gravitatsioonijõud on tasakaalus. Kaksteist satelliidi pardal olevat instrumenti on mõeldud päikese atmosfääri (eelkõige selle kuumenemise), päikesevõnkumiste, päikeseaine kosmosesse eemaldamise protsesside, Päikese struktuuri ja ka selle sisemuses toimuvate protsesside uurimiseks. Teostab pidevat Päikese pildistamist. 02.04.2000 tähistas päikeseobservatoorium "SOHO" omamoodi aastapäeva. Ühelt SOHO tehtud fotodest avastati uus komeet, mis sai observatooriumi rajarekordis 100. ja 2003. aasta juunis 500. komeedi. 15. jaanuaril 2005 avastati 900. sabarändur. Ja juubel, 1000., avati 5. augustil 2005. aastal. 25. juunil 2008 avastati SOHO päikeseobservatooriumilt saadud andmeid kasutades “aastapäev”, 1500. komeet.
SOHO-ga jätkuvad vaatlused on näidanud, et supergraanulid liiguvad üle päikese pinna kiiremini kui Päike pöörleb. 2003. aasta jaanuaris õnnestus teadlaste rühmal Laurent Gizoni juhtimisel Stanfordi ülikoolist seda salapärast nähtust selgitada. Supergranulatsioon on aktiivsusmuster, mis liigub lainetena üle päikese pinna. Seda nähtust võib võrrelda "laine liikumisega" staadioni tribüünidel, kui kõik kõrvuti istuvad fännid tõusevad korraks oma kohalt püsti ja istuvad siis maha, kuid ei liiguta ka oma kohale. paremale või vasakule, luues samal ajal kõrvalt vaatlejale illusiooni.ristipuid jooksev laine. Sarnaseid laineid tekitavad tõusvad ja langevad supergraanulid. Lained levivad üle Päikese pinna igas suunas, kuid millegipärast on nad tugevamad (suurema amplituudiga) Päikese pöörlemise suunas. Kuna need lained on kõige silmatorkavamad, luuakse illusioon, et need liiguvad kiiremini kui Päikese pöörlemiskiirus. Selle nähtuse füüsikalise põhjuse kohta on üsna raske oletust teha, kuid tõenäoliselt on pöörlemine ise supergranulatsioonilainete allikas.
TRACE-i edastatud uutest vaatlustest tehtud videod võimaldasid astronoomidel näha heledaid plasmatriipe, mis jooksevad koronaalsilmustes üles ja alla. SOHO-lt saadud andmed kinnitasid, et need kandmised liiguvad tohutu kiirusega, ning jõudis järeldusele, et koronaalsilmused ei ole plasmaga täidetud staatilised struktuurid, vaid pigem ülikiired plasmavoolud, mida “tulistatakse” päikese pinnalt ja “prits” koroona struktuuride vahel.
Satelliit päikesekrooni uurimiseks "TRACE" (Transition Region & Coronal Explorer)" saadeti 2. aprillil 1998 orbiidile järgmiste parameetritega: orbiit - 97,8 kraadi; T = 96,8 minutit; P = 602 km; A = 652 km.
Ülesandeks on uurida üleminekupiirkonda koroona ja fotosfääri vahel 30-sentimeetrise ultraviolettteleskoobi abil. Silmuste uurimine näitas, et need koosnevad paljudest üksteisega ühendatud üksikutest silmustest. Gaasiahelad kuumenevad ja tõusevad mööda magnetvälja jooni kuni 480 000 km kõrgusele, seejärel jahtuvad ja langevad tagasi kiirusega üle 100 km/s.
31. juulil 2001 käivitati Vene-Ukraina observatoorium Coronas-F» jälgida päikese aktiivsust ja uurida päikese-maa seoseid. Satelliit on madalal Maa orbiidil, kõrgusega umbes 500 km ja kaldega 83 kraadi. Selle teaduslik kompleks sisaldab 15 instrumenti, mis vaatlevad Päikest kogu elektromagnetilise spektri vahemikus - optikast gammakiirguseni.
Vaatlusperioodi jooksul registreerisid aparaadid CORONAS-F Päikese võimsaimad sähvatused ja nende mõju Maa-lähedasele kosmosele, saadi tohutul hulgal päikesekiirguse röntgenspektreid ja pilte, samuti uusi andmeid Päikese kohta. Päikese kosmiliste kiirte ja päikese ultraviolettkiirguse vood. /veel uudiseid 17. septembrist 2004/.
Genesise satelliit käivitati 8. augustil 2001 päikesetuule uurimiseks. L1 libreerimispunktis välja tulnud Ameerika uurimissond alustas päikesetuule kogumist 3. detsembril 2001. aastal. Kokku kogus Genesis teadlastele huvi pakkuvaid päikesetuuleelemente 10–20 mikrogrammi – mitme soolatera kaaluga. Kuid Genesise seade maandus 08. septembril 2004 väga raskelt (kukkus kiirusel 300 km/h) Utah’ kõrbes (langevarjud ei avanenud). Teadlastel õnnestus aga prahist päikesetuule jäänuseid uurimiseks eraldada.
22. septembril 2006 avati päikeseobservatoorium HINODE (Solar-B, Hinode). Observatoorium loodi Jaapani ISAS-i instituudis, kus töötati välja Yohkohi vaatluskeskus (Solar-A), ja see on varustatud kolme instrumendiga: SOT - optiline päikeseteleskoop, XRT - röntgenteleskoop ja EIS - ultraviolettkiirguse pildispektromeeter. HINODE põhiülesanne on uurida Päikese kroonis toimuvaid aktiivseid protsesse ning tuvastada nende seos päikese magnetvälja struktuuri ja dünaamikaga.
Päikeseobservatoorium käivitati 2006. aasta oktoobris STEREO. See koosneb kahest identsest kosmoseaparaadist, mis asuvad sellistel orbiitidel, et üks neist jääb järk-järgult Maast maha ja teine ​​möödub sellest. See võimaldab neid kasutada stereopiltide saamiseks Päikesest ja päikesenähtustest, nagu koronaalmassipursked.

Astronoomilised andmed

Päike on tavaline täht, tema vanus on umbes 5 miljardit aastat. Päikese keskpunktis ulatub temperatuur 14 miljardi kraadini. Päikese tuumas muundatakse vesinik heeliumiks, vabastades tohutul hulgal energiat. Päikese pinnal on laigud, tekivad eredad sähvatused ja on näha kolossaalse jõu plahvatusi. Päikese atmosfääri paksus on 500 km. ja seda nimetatakse fotosfääriks. Päikese pind on mullitav. Neid mullikesi nimetatakse päikesetäppideks ja neid saab näha ainult läbi päikeseteleskoobi. Tänu konvektsioonile päikeseatmosfääris kandub alumiste kihtide soojusenergia fotosfääri, andes sellele vahuse struktuuri. Päike ei pöörle nagu tahke taevakeha nagu Maa. Erinevalt Maast pöörlevad Päikese erinevad osad erineva kiirusega. Ekvaator pöörleb kõige kiiremini, tehes ühe pöörde iga 25 päeva järel. Ekvaatorist eemaldudes pöörlemiskiirus väheneb ja polaaraladel võtab pöörlemine aega 35 päeva. Päike eksisteerib endiselt 5 miljardit aastat, soojeneb järk-järgult ja suureneb. Kui kogu keskses tuumas olev vesinik on ära kasutatud, on Päike praegusest 3 korda suurem. Lõpuks Päike jahtub, muutudes valgeks kääbuseks. Päikese poolustel on raskuskiirendus 274 m/s2. Keemiline koostis: vesinik (90%), heelium (10%), muud elemendid alla 0,1%. Päike asub meie galaktika keskpunktist 33 000 valgusaasta kaugusel. See liigub ümber galaktika keskpunkti kiirusega 250 km/s, luues täieliku kaitsevõime 200 000 000 aastaga.

Tähendus astroloogias

Esimese soodsa planeedina tõmbab see inimese tähelepanu selle horoskoobimaja probleemidele, milles ta asub, äratab soovi neis asjades edu saavutada, kuid ei tõota tingimusteta edu. Päikese asukoha maja asjades tulemuste saavutamiseks on vaja kas selles majas olla teisi soodsaid planeete või teha teatud pingutusi. Kui selles majas on negatiivseid planeete, siis on kogu teie elu saavutamatu eesmärgi poole püüdlemine. Igal juhul näitab Päikese asend horoskoobis, mida selle omanik kõige rohkem soovib.

Päike on meie kõik! See on valgus, see on soojus ja palju muud. Ilma Päikeseta poleks Maal elu tekkinud. Seetõttu tahan ma tõesti selle materjali meie valgustile pühendada.

Päike on ainus täht, mis asub meie päikesesüsteemi keskmes ja sellest sõltuvad Maa kliima ja ilmastikutingimused.

Galaktika standardite järgi on meie täht vaevumärgatav isegi lähimas kosmoses. Päike on vaid üks keskmise suuruse ja massiga tähtedest 100 miljardi tähe hulgas, mis leidub meie galaktikas, ainuüksi Linnuteel.

Meie täht koosneb 70% vesinikust ja 28% heeliumist. Ülejäänud 2% hõivavad kosmosesse paisatud osakesed ja tähe enda sünteesitud uued elemendid.

Päikese moodustanud kuumad gaasid – enamasti vesinik ja heelium – eksisteerivad uskumatult kuumas, elektrifitseeritud olekus, mida nimetatakse plasmaks.

Päikese energiavõimsus on umbes 386 miljardit megavatti ja seda toodetakse vesiniku tuumade ühinemise protsessis, mida tavaliselt nimetatakse termotuumasünteesiks.

Kauges, kauges minevikus paistis Päike nõrgemini kui praegu. Pidevad kiirgusmaksimumide vaatlused mitme aastakümne jooksul võimaldasid teadlastel järeldada, et Päikese heleduse suurenemine jätkub ka meie ajal. Seega on Päikese summaarne heledus vaid viimaste tsüklite jooksul kasvanud ligikaudu 0,1%. Sellistel muutustel on meie elule tohutu mõju.

Lisaks soojusenergiale ja valgusele, mida me näeme, kiirgab Päike kosmosesse hiiglasliku laetud osakeste voo, mida nimetatakse päikesetuuleks. See liigub läbi päikesesüsteemi kiirusega ligikaudu 450 kilomeetrit sekundis.

Päikese vanus Teadlaste arvutuste kohaselt on see umbes 4,6 miljardit aastat. See muudab väga tõenäoliseks, et see eksisteerib praegusel kujul veel 5 miljardit aastat. Lõpuks neelab Päike Maa endasse. Kui kogu vesinik on läbi põlenud, eksisteerib Päike heeliumi põletades veel 130 miljonit aastat. Sel perioodil laieneb see nii suurel määral, et neelab endasse Merkuuri, Veenuse ja Maa. Selles etapis võib seda nimetada punaseks hiiglaseks.

Päikesevalgusel kulub Maa pinnale jõudmiseks umbes 8 minutit. Kui keskmine kaugus Maast on 150 miljonit kilomeetrit ja valgus liigub kiirusega 300 000 kilomeetrit sekundis, siis lihtsalt ühe arvu jagamine teisega (kaugus kiiruse järgi) annab meile ligikaudu 500 sekundit ehk 8 minutit ja 20 sekundit. Nende mõne minuti jooksul Maale jõudvatel osakestel kulub Päikese tuumast pinnale jõudmiseks miljoneid aastaid.

Päike liigub oma orbiidil kiirusega 220 kilomeetrit sekundis. Päike asub peaaegu Linnutee äärealal, 24 000–26 000 valgusaasta kaugusel galaktika keskpunktist ja seetõttu kulub ühe tiiru ümber Linnutee keskpunkti sooritamiseks 225–250 miljonit aastat.

Kaugus Päikesest Maani muutub aastaringselt. Kuna Maa liigub elliptilisel orbiidil ümber Päikese, on nende taevakehade vaheline kaugus 147–152 miljonit kilomeetrit. Maa ja Päikese vahelist keskmist kaugust nimetatakse astronoomiliseks ühikuks (AU).

Rõhk Päikese tuumas on 340 miljardit korda suurem atmosfäärirõhust Maa pinnal.

Päikese läbimõõt on võrdne 109-kordse Maa läbimõõduga.

Päikese pindala on 11 990 korda suurem kui Maa pind.

Kui Päike oleks jalgpalli suurune, oleks Jupiter golfipalli suurune ja Maa hernesuurune.

Gravitatsioonijõud Päikese pinnal on 28 korda suurem kui Maal. Seetõttu kaalub inimene, kes kaalub Maal 60 kg, Päikesel 1680 kg. Lihtsamalt öeldes muserdatakse meid omaenda raskusega.

Päikeselt tulev valgus jõuab Pluuto pinnale 5,5 tunniga.

Päikese lähim naaber on täht Proxima Centauri. See asub 4,3 valgusaasta kaugusel.

Seda lauset lugedes läbib teie keha umbes triljon päikeseneutriinot.

Päikese heledus on võrdne 4 triljoni triljoni 100-vatise lambipirni heledusega.

Postmargi suurusel alal Päikese pinnal on valgust 1,5 miljonit küünalt.

Meie planeedi pinnale jõudva energia hulk on 6000 korda suurem kui inimeste energiavajadus kogu maailmas.

Maa saab Päikeselt 94 miljardit megavatti energiat. See on 40 000 korda suurem kui USA aastane vajadus.

Fossiilkütuste koguhulk planeedil Maa võrdub 30 päikesepäevaga.

Täielik päikesevarjutus kestab maksimaalselt 7 minutit ja 40 sekundit.

Aastas on umbes 4-5 päikesevarjutust.

Päikese füüsikalised omadused

Täieliku päikesevarjutuse ilus sümmeetria tuleneb sellest, et Päike on Kuust 400 korda suurem, aga ka Maast 400 korda kaugemal, mistõttu on taevas kaks keha sama suurusega.

Päikese täissuuruses mahuks 1,3 miljonit Maa-suurust planeeti.

99,86% Päikesesüsteemi kogumassist on koondunud Päikesele. Päikese mass on 1 989 100 000 000 000 000 000 miljardit kg ehk 333 060 korda suurem kui Maa mass.

Päikese sisetemperatuur võib ulatuda 15 miljoni kraadini Celsiuse järgi. Päikese tuumas toodetakse energiat tuumasünteesi teel, kui vesinik muutub heeliumiks. Kuna kuumad objektid kipuvad laienema, plahvataks Päike nagu hiiglaslik pomm, kui poleks tema tohutut gravitatsioonijõudu. Temperatuur Päikese pinnal on lähemal 5600 kraadi Celsiuse järgi.

Maa tuum on peaaegu sama kuum kui Päikese pind, mille temperatuur on ligikaudu 5600 kraadi Celsiuse järgi. Külmemad on teatud alad, mida nimetatakse päikeselaikudeks (3800 °C).

Päikese erinevad osad pöörlevad erineva kiirusega. Erinevalt tavalistest planeetidest on Päike suur pall uskumatult kuuma vesinikgaasist. Tänu oma liikuvusele pöörlevad Päikese erinevad osad erineva kiirusega. Et näha, kui kiiresti pind pöörleb, peate jälgima päikeselaikude liikumist selle pinna suhtes. Ekvaatori täppidel kulub ühe tiirlemiseks 25 Maa päeva, pooluste täppidel aga 36 päevaga.

Päikese välisatmosfäär on selle pinnast kuumem. Päikese pinna temperatuur saavutab 6000 Kelvini kraadi. Kuid tegelikult on see palju väiksem kui Päikese atmosfäär. Päikese pinna kohal on atmosfääri piirkond, mida nimetatakse kromosfääriks ja kus temperatuur võib ulatuda 100 000 kelvinini. Aga see ei tähenda midagi. Seal on veelgi kaugem piirkond, mida nimetatakse koronaalseks piirkonnaks, mis ulatub isegi suurema ruumalani kui Päike ise. Temperatuur koroonas võib ulatuda 1 miljoni Kelvinini.

Päikese sees, kus toimuvad termotuumareaktsioonid, ulatub temperatuur kujuteldamatult 15 miljoni kraadini.

Päike on peaaegu täiuslik sfäär, mille pooluste ja ekvaatori läbimõõt on vaid 10 km. Päikese keskmine raadius on 695 508 km (109,2 x Maa raadius).

Suuruse järgi liigitatakse ta kollaseks kääbuseks (G2V).

Päikese läbimõõt on 1 392 684 kilomeetrit.

Päikesel on väga tugev magnetväli. Päikesepõletused tekivad siis, kui Päike laseb magnettormide ajal välja laetud osakeste energeetilised vood, mida me näeme päikeselaikudena. Päikeselaikudes on magnetjooned keerdunud ja nad pöörlevad, täpselt nagu tornaadod Maal.

Kas Päikese peal on vett? Päris kummaline küsimus... Me ju teame, et Päikesel on palju vesinikku, vee põhielementi, aga selleks, et vesi oleks, on vaja ka keemilist elementi nagu hapnik. Mitte kaua aega tagasi avastas rahvusvaheline teadlaste rühm, et Päike on vesi (täpsemalt veeaur).

Päike ajaloos

Muistsed kultuurid ehitasid Päikese ja Kuu liikumisi, aastaaegade vaheldumisi tähistama kivimonumente või muudetud kivimeid, koostasid kalendreid ja arvutasid välja päikesevarjutused.

Vaatamata mõnede Vana-Kreeka mõtlejate õigele mõtlemisele uskusid paljud, et Päike tiirleb ümber Maa, alustades Vana-Kreeka teadlase Ptolemaiosest, kes võttis aastal 150 eKr kasutusele "geotsentrilise" mudeli.

Alles 1543. aastal kirjeldas Nicolaus Copernicus päikesesüsteemi heliotsentrilist päikesekeskset mudelit ja 1610. aastal näitas Galileo Galilei Jupiteri kuude avastamine, et kõik taevakehad ei tiirle ümber Maa.

Päikeseuuringud

1990. aastal käivitasid NASA ja Euroopa Kosmoseagentuur sondi Ulysses, et teha esimesi pilte Päikese polaaraladest. 2004. aastal tõi NASA kosmoseaparaat Genesis päikesetuule näidised Maale uurimiseks tagasi.

Kuulsaim Päikest vaatlev kosmoseaparaat (käivitati 1995. aasta detsembris) on NASA ja ESA ehitatud Solar and Heliospheric Observatory SOHO, mis jälgib pidevalt valgustit, saates Maale tagasi lugematul hulgal fotosid. See loodi päikesetuule, aga ka Päikese väliskihtide ja selle sisestruktuuri uurimiseks. See on pildistanud pinna all olevate päikeselaikude struktuuri, mõõtnud päikesetuule kiirendust, tuvastanud koronaalaineid ja päikesetornaadod, tuvastanud enam kui 1000 komeeti ning võimaldanud täpsemaid kosmoseilmaennustusi.

NASA uuem missioon on STEREO kosmoselaev. Tegemist on kahe 2006. aasta oktoobris startinud kosmoselaevaga. Need olid mõeldud päikese aktiivsuse vaatlemiseks kahest erinevast vaatepunktist samaaegselt, et luua päikese aktiivsuse kolmemõõtmeline perspektiiv, võimaldades astronoomidel kosmoseilma paremini ennustada.

Päike vibreerib akustiliste lainete kogumi tõttu nagu kelluke. Kui meie nägemine oleks piisavalt terav, näeksime vibratsiooni levimist piki selle ketta pinda, luues keerulisi mustreid. Stanfordi ülikooli astronoomid on hoolikalt uurinud liikumist Päikese pinnal. Päikese helilainetel on tavaliselt väga madal vibratsioonisagedus, mida inimkõrv ei suuda tuvastada. Et kuulda, võimendasid teadlased neid 42 000 korda ja vajutasid mõne sekundi jooksul 40 päeva jooksul mõõdetud laineid.

Aleksandr Kosovitšev, meeskonna juht ja Stanfordi päikesevõnkumiste meeskonna liige, on leidnud lihtsa viisi päikese pinna vertikaalset liikumist mõõtvate seadmete andmete heliks teisendamiseks. Selle video ja helide jaoks lõi muusika Illinoisi ülikooli muusikaprofessor Stephen Taylor.

Meeskond kasutas uut meetodit vee spektri arvutamiseks päikeselaikude temperatuuridel. Oma uurimistöös alates 1995. aastast on töörühm dokumenteerinud vee olemasolu – loomulikult mitte vedelal kujul, vaid auru kujul – päikeselaikude tumedates piirkondades. Teadlased võrdlesid kuuma vee infrapunaspektrit päikeselaikudega.

Päikeselaikudes olev vesi põhjustab midagi "tähe kasvuhooneefekti" sarnast ja mõjutab päikeselaikudest energia vabanemist. Kuuma vee molekulid neelavad infrapunakiirgust ka kõige tugevamalt külmade tähtede atmosfääris.

Päikeselaigud ja rakud

Alates 1610. aastast vaatles Galileo Galilei esimesena Euroopas oma teleskoobi abil Päikest, pannes sellega aluse korrapärastele päikeselaikude ja päikesetsükli uuringutele, mis on kestnud juba üle nelja sajandi. 140 aastat hiljem, 1749. aastal, asus Šveitsi linnas Zürichis asuv üks Euroopa vanimaid vaatluskeskusi tegema igapäevaseid päikeseplekkide vaatlusi, esmalt lihtsalt neid loendades ja visandades ning hiljem Päikesest fotosid tehes. Praegu jälgivad ja registreerivad paljud päikesejaamad pidevalt kõiki muutusi Päikese pinnal.

Kõige kuulsam Päikese muutumise periood on üheteistkümneaastane päikesetsükkel, mille jooksul valgusti läbib oma aktiivsuse miinimumi ja maksimumi.

Päikesetsükli määrab kõige sagedamini päikeselaikude arv fotosfääril, mida iseloomustab spetsiaalne indeks - hundiarv. See indeks arvutatakse järgmiselt. Kõigepealt loendatakse päikeselaikude rühmade arv, seejärel korrutatakse see arv 10-ga ja lisatakse sellele üksikute päikeselaikude arv. Koefitsient 10 vastab ligikaudu ühe rühma täppide keskmisele arvule; Nii on võimalik päikeselaikude arvu üsna täpselt hinnata ka juhtudel, kui kehvad vaatlustingimused ei võimalda kõiki väikseid päikeseplekke otse lugeda. Allpool on toodud selliste arvutuste tulemused tohutu aja jooksul, alates 1749. aastast. Need näitavad selgelt, et päikeselaikude arv Päikesel muutub perioodiliselt, moodustades umbes 11-aastase päikeseaktiivsuse tsükli.

Praegu on vähemalt 2 organisatsiooni, kes üksteisest sõltumatult jälgivad pidevalt päikesetsüklit ja loendavad täppide arvu Päikesel. Esimene on Belgias asuv Sunspot Indexi andmekeskus, kus määratakse nn rahvusvaheline päikeselaikude arv. Just see arv (ja selle standardhälve DEV) on näidatud ülaltoodud tabelis. Lisaks loendab täppide arvu USA riiklik ookeani- ja atmosfääriamet. Siin määratud päikeselaikude arvu nimetatakse NOAA päikeselaikude arvuks.

Varaseimad päikeselaikude vaatlused 17. sajandi lõpus ehk süstemaatilise uurimise ajastu koidikul näitasid, et Päike läbis sel ajal ülimadala aktiivsusega perioodi. Seda perioodi nimetati Maunderi miinimumiks, mis kestis peaaegu sajandi, aastatel 1645–1715. Kuigi tolle aja vaatlusi ei tehtud nii hoolikalt ja süstemaatiliselt kui tänapäevaseid, peetakse teadusmaailmas päikesetsükli läbimist läbi väga sügava miinimumi siiski usaldusväärselt kindlaks tehtud. Äärmiselt madala päikeseaktiivsuse periood vastab Maa ajaloo erilisele kliimaperioodile, mida nimetatakse "väikeseks jääajaks".

Kõik, mis Päikesel toimub, mõjutab suuresti meie planeeti ja inimesi, kuid meid mõjutavad kaks plahvatuslikku päikesesündmust. Üks neist on päikesepursked, kus Päikese pinnal tungivad ootamatult läbi väikese ala kümnete miljonite kraadidega kiirguslained, mis võivad kahjustada telekommunikatsiooni ja satelliite. Teist tüüpi nähtused on koronaalse massi väljapaiskumine, kus päikesekroonist paiskub välja miljardeid tonne laetud energiaosakesi kiirusega miljonite kilomeetrite tunnis. Kui need massiivsed pilved sisenevad Maa kaitsvasse magnetosfääri, suruvad nad kokku magnetvälja jooni ja paiskavad atmosfääri ülakihtidesse miljoneid triljoneid vatti võimsust. See põhjustab elektriliinide ülekoormust, mille tagajärjeks on elektrikatkestused ja kõigi tundlike seadmete ja kõigi Maa ümber orbiidil olevate objektide kahjustused.

Sageli esinevad need kaks nähtust koos, nagu juhtus 2003. aasta oktoobris. Tänu kaasaegsetele mõõteriistadele saab sellist sündmust varakult tuvastada ja see võimaldab võtta vajalikke meetmeid.

SOHO ja Yohkohi andmete analüüs näitas, et kuumas päikesekoroonis asuvad hiiglaslikud röntgenisilmused loovad olulisi magnetilisi ühendusi päikeselaikude ja Päikese magnetpooluste vahel. Need hiiglaslikud silmused on umbes 500 000 miili pikad ja täidetud 3,5 miljoni F kuuma elektrifitseeritud gaasiga. Need ilmuvad 11-aastase päikeselaikude tsükli kasvufaasis ja on seotud täppidest energia vabanemisega, mis toimub iga 1-1,5 aasta tagant ja põhjustab Päikese magnetpooluste tsüklilise pöördumise. Arvatakse, et need ühendid mängivad olulist rolli "päikese dünamos" - protsessis, mis tekitab Päikese tugevaid magnetvälju ning on Maad mõjutavate päikeselaikude, päikesepurskete ja massiväljapaistete allikas.

Kohalik aktiivsus suureneb minimaalselt maksimumini umbes 11 aasta jooksul. Need. 22 aasta pärast algab uus tsükkel. Selle aja jooksul muutub kogu Päikese magnetväli – põhjapoolus muutub lõunaks ja vastupidi; seejärel vahetage järgmises tsüklis uuesti kohti.

Päikese pind on kaetud Texase suuruste mullidega. Graanulid on plasma osad, mille soojus kandub konvektsiooni teel pinnale lühikese elueaga, nagu veemullid keeval veepinnal. Mullide tõus ja langus tekitavad helilaineid, mis tekitavad helisid iga 5 minuti järel.

Kõige võimsam geomagnetiline torm kogu vaatluste ajaloos oli 1859. aasta geomagnetiline torm. Sündmuste kompleksi, mis hõlmab nii geomagnetilist tormi kui ka selle põhjustanud võimsaid aktiivseid nähtusi Päikesel, nimetatakse mõnikord Carringtoni sündmuseks, mis kirjanduses nimetatakse seda "päikese supertormiks".

Kõige võimsam magnettorm, mida inimkond täheldas, oli augustis 1972. See oli kiire, intensiivne ja suur, kuid kõige olulisem, mis selle ajalooliseks nähtuseks muutis, oli selle magnetvälja polariseerumine – Maale vastupidine. Kui selle magnetväli tabab Maa magnetvälja, ühinevad need kaks välja ja saadavad atmosfääri ülemisse kihti tohutu voo. Elektriseadmed, telegraafid ja telekommunikatsioonid olid paljudes Euroopa ja Ameerika osades välja lülitatud.

Prootonitorm oli tugevaim 1989. aastal. See oli eriti küllastunud suure kiirendusega prootonitega, kaetud 100 miljoni elektronvoldise energiaga. Sellised prootonid võivad tungida läbi 11 cm vees oleva augu.

Muud faktid Päikese kohta

Ainult 55% kõigist Ameerika täiskasvanutest teavad, et Päike on täht.

Päikese käes treenimine suurendab energia- ja kalorikulu.

Vanasõna järgi on koidikul sündinu tark, päikeseloojangul sündinu aga laisk.

Helioteraapia on üks vanimaid ja kättesaadavamaid meetodeid inimeste tervisehäirete raviks. Pole ime, et nad ütlevad, et kus päike tuleb, seal kaovad haigused.

Uuringute kohaselt mõjutavad päikesekiired inimese võrkkesta spetsiifilisi retseptoreid, mis saadavad ajju signaali, et toota rohkem serotoniini. Ja nagu me kõik teame, on see õnnehormoon.

Vaid 15 minutist päevast päikese käes viibimisest piisab, et sundida keha tootma vajalikku kogust meie organismile eluliselt vajalikku E-vitamiini.

Naha pigmentatsioon kaitseb keha sügavamaid kihte ultraviolettkiirguse eest.

Taeva värvus sõltub eelkõige õhusaastekihtidest, nagu suits või tolm. Taeva tavaline värvus on sinine, mis on tingitud päikesevalguse murdumisest atmosfääri vesiniku toimel.

Punased päikeseloojangud on põhjustatud tugevast atmosfäärisaastest. Kui päikesevalgus läbib atmosfääri, hoiavad ja neelavad lühema lainepikkusega kiirte kihid ainult atmosfääri läbivaid pikema lainepikkusega kiiri, milleks on punased, oranžid ja kollased kiired. Suures koguses tolm ja mustus peatavad isegi kollase tule ja ainult punase risti.

Punane taevas on eriti märgatav vulkaanipursete ajal.

Juba iidsetest aegadest on päike rõõmustanud inimesi üle kogu maailma. Pole juhus, et meie planeedi eri paigus eksisteerisid ja mõnel pool eksisteerivad siiani päikesemüüdid ja kultused, mida ühel või teisel määral iseloomustab Päikese austamine. Nad mängisid olulist rolli egiptlaste, indiaanlaste, indiaanlaste religioonides ja mõnede teadlaste arvates ka slaavi usundites. Ilma tänapäevaste teadlaste varustuseta ja teadmata, milline on Päikese sisemine struktuur, mõistsid meie esivanemad, et see on elu allikas Maal.

Päike on üks Linnutee tähte, ainus täht Päikesesüsteemis. Spektraalse klassifikatsiooni järgi kuulub ta kollaste kääbuste klassi. Päike ei ole väga kuum ja suhteliselt väike täht, kuid Maa suhtes on selle suurus tohutu. Kõigis Päikese punktides säilib alati gravitatsiooni ja gaasirõhu tasakaal. Need jõud toimivad üksteisele vastupidises suunas. Seega jääb Päike tänu nende optimaalsele suhtele üsna stabiilseks astronoomiliseks kehaks. Päikese koostis ja sisemine struktuur on praegu üsna hästi uuritud.

Päikese koostis

Päike sisaldab massi järgi ligikaudu 75% vesinikku ja 25% heeliumi (92,1% vesinikku ja 7,8% heeliumi aatomite arvu järgi). Muud elemendid (räni, hapnik, lämmastik, väävel, magneesium, kaltsium, kroom, raud, nikkel, süsinik ja neoon) moodustavad vaid 0,1% kogumassist.

Teadlased on pikka aega püüdnud saada aimu Päikese koostisest ja sisemisest struktuurist, kasutades astronoomilisi meetodeid nagu vaatlus, spektroskoopia, teoreetiline analüüs jne. Selle tulemusena jõudsid nad järeldusele, et tänu plahvatusele sündis täht, mis koosnes peamiselt heeliumist ja vesinikust. Nende suhe on erinev, kuna sügaval Päikeses muutub vesinik pideva tuumasünteesi käigus heeliumiks. Selle protsessi käivitamine on võimatu ilma ülikõrge temperatuuri ja taevakeha suure massita.

Päikese sisemine struktuur

Päike on tasakaalus sfääriline keha. Keskmest võrdsel kaugusel on füüsilised näitajad kõikjal ühesugused, kuid muutuvad keskpunktist tingimuslikule pinnale liikudes ühtlaselt. Päikesel on mitu kihti ja nende temperatuur on seda kõrgem, mida lähemal nad on keskele. Peab mainima, et heeliumil ja vesinikul erinevates kihtides on erinevad omadused.

päikese tuum

Tuum on Päikese keskosa. Eksperimentaalselt on kindlaks tehtud, et päikese tuuma suurus moodustab ligikaudu 25% kogu Päikese raadiusest ja koosneb tugevalt kokkusurutud ainest. Tuuma mass on peaaegu pool Päikese kogumassist. Tingimused meie tähe keskmes on äärmuslikud. Temperatuur ja rõhk saavutavad seal oma maksimumi: südamiku temperatuur on ligikaudu 14 miljonit K ja rõhk selles ulatub 250 miljardi atm-ni. Päikese tuumas olev gaas on veest enam kui 150 korda tihedam. See on täpselt koht, kus toimub termotuumareaktsioon, millega kaasneb energia vabanemine. Vesinik muutub heeliumiks ning koos sellega ilmub valgus ja soojus, mis siis jõuavad meie planeedile ja annavad sellele elu.

Südamikust kaugemal kui 30% raadiusest langeb temperatuur alla 5 miljoni kraadi, mistõttu tuumareaktsioone seal peaaegu enam ei toimu.

Kiirgusülekande tsoon

Kiirgusülekande tsoon asub tuuma piiril. Arvatavasti võtab see enda alla umbes 70% kogu tähe raadiusest ja koosneb kuumast ainest, mille kaudu kandub soojusenergia südamikust väliskihti.

Päikese tuumas toimuva termotuumareaktsiooni tulemusena tekivad mitmesugused kiirgusfootonid. Olles läbinud kiirgusülekandetsooni ja kõik järgnevad kihid, paiskuvad nad kosmosesse ja rändavad seal ringi koos päikesetuulega, mis jõuab Päikeselt Maale vaid 8 minutiga. Teadlased on suutnud kindlaks teha, et footonitel kulub selle tsooni ületamiseks umbes 200 000 aastat.

Mitte ainult Päikesel, vaid ka teistel tähtedel on kiirgusülekande tsoon. Selle suurus ja tugevus sõltuvad tähe suurusest.

Konvektiivne tsoon

Konvektsioonitsoon on Päikese ja teiste sellega sarnaste tähtede sisestruktuuris viimane. See asub väljaspool kiirguse ülekandetsooni ja hõivab viimased 20% Päikese raadiusest (umbes kolmandiku tähe ruumalast). Selles sisalduv energia kandub üle konvektsiooni teel. Konvektsioon on soojuse ülekanne jugades ja vooludes aktiivse segamise teel. See protsess sarnaneb keeva veega. Kuuma gaasi joad liiguvad pinnale ja eraldavad soojust väljas ning jahtunud gaas sööstab tagasi Päikese sügavustesse, mille tõttu tuumasünteesi reaktsioon jätkub. Pinnale lähenedes langeb materjali temperatuur konvektiivtsoonis 5800 K-ni. Peaaegu kõigil tähtedel on konvektiivtsoon, nagu kiirgusülekandetsoon.

Kõik ülaltoodud Päikese kihid pole vaadeldavad.

Päikese atmosfäär

Konvektiivtsooni kohal on mitmed vaadeldavad Päikese kihid – atmosfäär. Selle keemiline koostis määratakse spektraalanalüüsiga. Päikese atmosfääri sisemine struktuur koosneb kolmest kihist: fotosfäär (kreeka keelest tõlgituna "valgussfäär"), kromosfäär ("värviline kera") ja kroon. Just kahes viimases kihis tekivad magnetraketid.

Fotosfäär

Fotosfäär on ainus meie planeedilt nähtav Päikese kiht. Fotosfääri temperatuur on 6000 K. See helendab valge-kollase valgusega. Just selle kihi keskosa peetakse Päikese tavapäraseks pinnaks ja seda kasutatakse kauguste arvutamiseks, st kõrguse ja sügavuse mõõtmiseks.

Fotosfääri paksus on umbes 700 km, see koosneb gaasist ja kiirgab Maale jõudvat päikesekiirgust. Fotosfääri ülemised kihid on külmemad ja haruldasemad kui alumised. Konvektiivses tsoonis ja fotosfääris tekkivad lained kannavad mehaanilist energiat ülemistesse piirkondadesse ja soojendavad neid. Seetõttu on fotosfääri ülemine osa kõige külmem – umbes 4500 K. Mõlemal pool neid tõuseb temperatuur kiiresti.

Kromosfäär

Kromosfäär on fotosfääri kõrval asuv Päikese väga haruldane õhukest, mis koosneb peamiselt vesinikust. Tänu oma erakordsele eredusele on seda näha vaid täieliku päikesevarjutuse ajal. Sõna "kromosfäär" on kreeka keelest tõlgitud kui "värviline kera". Kui Kuu varjab Päikest, muutub kromosfäär vesiniku olemasolu tõttu roosakaks. See kiht on eelmisest jahedam, kuna selle tihedus on väiksem. Gaaside temperatuur kromosfääri ülemistes kihtides on 50 000 K.

12 000 km kõrgusel fotosfäärist muutub vesiniku spektrijoon eristamatuks. Kaltsiumi jälgi registreeriti veidi rohkem. Selle spektrijoon lõpeb veel 2000 km pärast. Mida kaugemal Päikese pinnast, seda kuumem ja haruldasem on gaas.

Kroon

14 000 km kõrgusel fotosfäärist algab kroon – Päikese kolmas väliskest. Koroon koosneb energeetilistest pursetest ja prominentidest – spetsiaalsetest plasmamoodustistest. Selle temperatuur kõigub 1 kuni 20 miljonit K, seal on ka 600 tuhande K temperatuuriga krooniauke, kust tuleb päikesetuul. Põhjast alustades temperatuur tõuseb ja 70 000 km kõrgusel Päikese pinnast hakkab langema.

Koroona ülempiir pole veel kindlaks tehtud, samuti pole ebatavaliselt kõrge temperatuuri täpne põhjus. Sarnaselt kromosfääriga on ka päikese kroon nähtav ainult varjutuste ajal või spetsiaalse varustuse kasutamisel. Päikese kroon on võimas pideva röntgen- ja ultraviolettkiirguse allikas.

Tänapäeval teab inimkond Päikese siseehitusest ja selles toimuvatest protsessidest üsna palju. Tehnoloogia areng on nende olemuse selgitamisele palju kaasa aidanud. Päikese kohta teadmisi omandades saab aimu ka teiste tähtede kohta. Kuid kuna Päikest saab jälgida vaid kaugelt, on sellel veel palju lahendamata mõistatusi.