Kettal on mõnikord näha tumedamaid piirkondi (päikeseplekid või -laigud); tugeval suurendusel võib näha ühtlast teralist mustrit -- nn. granulatsiooni (lad. granulum - terake). Laikude liikumine näitab, et Päike pöörleb. Graanuli heledas keskosas tõuseb kuumem aine pinnale, tumedamates servades laskub jahtunud aine alla. Pööriste- graanulite läbimõõt on keskmiselt 1000 km. 3. Atmosfäär- Me näeme Päikese atmosfääri ehk fotosfääri, mis kiirgab meile valgust ja millest 71% on vesinik, 26,5% heelium ja ülejäänud 0,5% moodustavad hapnik, süsinik, raud, räni, lämmastik, magneesium, neoon, väävel. Fotosfääri paksus on umbes 400 km. Fotosfääri peal asub kromosfäär (kromo värv), mille paksus on umbes 104 km. Selle peal on omakorda kroon ebamäärase kujuga nõrk helendus päikeseketta ümber (nähtav päikesevarjutuse ajal), mis ulatub kohati kuni kahe
3. Milline on Päikese atmosfäär? Päikese "atmosfäär" koosneb kahest kihist - kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui Päikese väliskihte uuriti täieliku päikesevarjutuse ajal. Kromosfäär, mille paksust on umbes 10 4 km, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist; kroon on ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber, mis ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Meie näeme Päikese atmosfääri ehk fotosfääri, mis kiirgab meile valgust ja millest 71% on vesinik, 26,5% heelium ja ülejäänud 0,5% moodustavad hapnik, süsinik, raud, räni, lämmastik, magneesium, neoon ja väävel. Fotosfääri paksus on umbes 400 km. Fotosfääri pind on granulaarne, mis ei tähenda aga tahkeid terakesi, vaid jahedama temperatuuriga (4000° C) piirkondi. 4. Kuidas Päike pöörleb? Kuna Päike ei ole tahkis, siis pöörleb ta diferentsiaalselt ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel
Päike on täiesti tavaline teiste tähtede hulgas, mis kõik on päikesed. Päike on hõõguv gaasikera, aga suure massi ja gravitatsiooni tõttu veest tihedam: =1,4 g/cm3 (vesi 1 g/cm3). Kaugus Maast 150 miljonit kilomeetrit. Päike pöörleb, aga mitte tahke kehana (ekvaatoril T=25 päeva, 60-ndal laiuskraadil T=29 päeva ja poolustel T=36 päeva). Päikese pinnatemperatuur on umbes 6000° C. Liigub 230 km/s Luige tähtkuju suunas. Me näeme Päikese atmosfääri ehk fotosfääri, mis kiirgab meile valgust (photos valgus) ja millest 71% on vesinik, 26,5% heelium ja ülejäänud 0,5% moodustavad hapnik, süsinik, raud, räni, lämmastik, magneesium, neoon, väävel. Fotosfääri paksus on umbes 400 km. Fotosfääri peal asub kromosfäär (kromo värv), mille paksus on umbes 10 4 km. Selle peal on omakorda kroon ebamäärase kujuga nõrk helendus päikeseketta ümber (nähtav päikesevarjutuse ajal), mis ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kohale
suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist (siit nimetus, chroma tähendab kreeka keeles värvi); kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Pöörlemine Päike ei ole tahkis ja see tõttu pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel
Päikese magnetväli on väga tugev. See ülatub Pluutoni välja. Igas sekundis muudetakse tuumas 700,000,000 tonni vesinikku ümber ligikaudu 695,000,000 tonniks heeliumiks ja 5,000,000 tonniks energiaks gamma kiirguse kujul. Päikese pinnale jõudes on energia muutunud nähtavaks valguseks, teekond võtab aega 50 miljonit aastat. Päikeselaigud ja kroon Päikesepind e fotosfääri temperatuur on 5800K. Pinnal olevad "külmad" kohad on päikeselaigud, mille temp. 3800K Päikeselaike põhjustavad keerulised magnetvälja protsessid Fotosfääri kohal on kromosfäär, mis on ümbritsetud hõreda gaasipilvega. Kroon on nähtav vaid päikesevarjutuse ajal.
Päikese mass koosneb 92% vesinikust ja 7% heeliumist Temperatuur tuumas: 15,000,000 ° C Temperatuur pinnal: 5500 ° C Päikese magnetväli ulatub teisele poole Pluutot Päikese poolt väljastatav energia toodetakse tuumareaktsiooni käigus Igas sekundis muundab Päike 7 miljonit tonni vesinikku heeliumiks, mille käigus tekib 5 miljonit tonni energiat Tuumas tekkinud energial kulub pinnale jõudmiseks miljon aastat Päikese pinda nimetatakse fotosfääriks Fotosfääri kohal asub kromosfäär, mille peal asub hõre gaasipilv, mida kutsutakse krooniks Kroon ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav vaid päikesevarjutuse ajal Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 ° C Lisaks kuumusele ja valgusele paiskab Päike välja ka madala tihedusega laetud osakeste voolu, mis on tuntud kui päikesetuul. Päikesetuul liigub läbi Päikesesüsteemi kiirusega umbes 450 km/sek. Päikesetuul avaldab suurt mõju komeetide sabadele ja omab isegi
termotuumareaktsioonides vesinikust heeliumit. Füüsikud tekitavad Päikese tuumas toimuvatele sarnaseid protsesse vesinikupommis ning eksperimentaalsetes termotuumareaktorites. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkes olekus, siis pöörleb ta diferentsiaalselt ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel,(ekvaatoril pindmine kiht teeb täispöörde iga 25,4 päevaga; pooluste lähedal aga 36 päevaga). Fotosfääri kohal asub väike piirkond, mida tuntakse kromosfäärina. Kromosfääri peal asub väga hõre gaasi pilv, mida kutsutakse krooniks, ning ta ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal. Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 K. Click to edit Master text styles Second level Third level Fourth level
Toodab soojus- ja valgusenergiat Muudab ühe gaasi teiseks Energiaosake jääb üle Energiaosake vabaneb soojuse ja valgusena Peab veel väga kaua aega vastu Päikese ehitus (alates väljast) Kroon- Päikese atmosfääri välimine, kuum kest Kromosfäär Läbipaistev kiht krooni ja fotosfääri vahel, kus tekivad spektrijooned Fotosfäär - Päikese ,,nähtav" pind Päikeselaigud Tumedad alad fotosfääril, mis on ümbrusest jahedamad Erinevad atmosföörinähtused - Loited ja protuberantsid Konvektiivne tsoon Päikese sisemuse pealmine kiht Kiirgav kiht Sisemuse keskmine kiht Tuum Päikese südamik Kromosfäär Värviline sfäär Läbipaistev kiht 2000km Temp: 4300-400 000 kraadi
väga palju energiat.) 5. Mis on päikeselaigud ? Päikeselaiguks nimetatakse tumedama keskosa ja seda ümbritseva heledama varjuga, keskmisest temperatuurist 1000 K madalama temperatuuriga ala, kus magentväli on 100x tugevam. Ala ümbritseb võrkjas muster- granulatsioon. 6. Päikese siseehitus: Tavaliselt jagatakse Päikese sisemus kolme ossa: 1) Ülemine on konvektiivne tsoon. See ulatub fotosfääri põhjast alla kuni sügavuseni umbes 15% Päikese raadiusest. Seal transporditakse konvektiivsetes gaasivooludes energiat ülespoole. 2) Kiirgav tsoon on konvektiivtsooni all ning ulatub tuumani. Seal transpordib energiat kiirgus, mitte konvektsioon. Kiirgustsooni ülapiirist alapiirini suureneb tihedus 100 korda. 3) Tuum on Päikese keskosa, mille diameeter on ligikaudu 15% tähe kogudiameetrist. Seal toodetakse termotuumaprotsessides, kus vesiniku tuumad
sellest, kuidas toimub vastastikmõju liikuvate elektrilaengute ja magnetiliste omadustega ainete vahel. • Magnetvälja igas konkreetses Pilt 2 – Maa punktis on määratud tema suund magnetväli ja tugevus. • Vaakumis on laengute mõju kõige suurem Päikese aktiivsus: Päikeselaigud • Päikeselaigud ehk päikeseplekid on tumedad laigud Päiksel, mis on seotud magnetväljaga. • Tugev magnetväli takistab kuuma gaasi tõusu fotosfääri ja põhjustab temperatuuri languse 3000K-4500K. • Laigud näevad välja tumedad, kuna on ümbritsetud palju kuumema 6000K fotosfääriga. • Päikeselaigud avastas Galilei 1610. aastal. Pilt 3 – Päikeselaigud Päikese aktiivsus: Protuberants • Protuberants on Päikese atmosfääris intesiivne elektromagnetvälja ja plasma vastastiku mõjul tekkivad helenduvad gaasijoad ja gaasipilved
Pöörlemisperiood on ekvaatori lähedal 25 päeva, pooluste lähedal kuni 10 päeva pikem. Koostis Päike koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. See koostis muutub aja jooksul aeglaselt, kuna vesinikku muundatakse Päikese tuumas ümber heeliumiks. Päikese hõõguvat pinnakihti nimetatakse fotosfääriks ja selle paksus on u 400 km. Punaselt hõõguv kromosfääriks nimetatav vesinikukiht asetseb fotosfääri peal. Paksus on mõni tuhat kilomeetrit. Päikese siseehitus Tuumas vabanenud energia levib pinna suunas algul kiirgusena, hiljem ainevoolude konvektsiooni teel. Päikeseloide Kuuma aine väljapaiskumine. Enamus ainest langeb tagasi Päikesele, osa sellest aga kiirgub maailmaruumi, Maale jõudnud laetud osakeste pilv kutsub esile Maa
struktuuri 10. Hubble`i seadus. - Hubble'i seadus ehk punanihke seadus on astronoomias täheldatav seos, mille kohaselt vaadeldavate galaktikate punanihke suurus on võrdeline nende kaugusega vaatlejast. 11. Päikese laigud ja aktiivsus. - Päikese aktiivsust iseloomustavad päikeseplekid. Päikese aktiivsus on tsükliline. Kui vaadata päikeseplekkide arvu, on tsükli pikkus 11,4 aastat, aga kui nende magnetvälja polaarsust, siis 22,08 aastat. Fotosfääri alla tõusvate konvektsioonivoolude kohal on Päikese pinnal eredamad laigud, läbimõõduga umbes 1000 km. Kohad, kus veidi jahtunud gaas alla tagasi läheb, on tumedamad. Nii moodustub pulbitseva Päikese pinnale teraline ehk granuleerunud struktuur.
pidevalt väljapoole vähenedes. Seda, et me näeme serva teravana, tingib nähtava valguse tekkimine suhteliselt õhukeses kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist; kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Fotosfäärist allpool olevat osa nimetame lihtsalt sisemuseks. Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest -- vesinikuaatomi tuumade ühinemisest heeliumi tuumadeks
kaasnevate ilmingute (protuberantside, loidete, faklite, flokkulite) rohkenemises, krooni hiidmulli tekkes ning Päikese korpuskulaar- ja ultraviolettkiirguse samaaegses tugevnemises.Päikese pinna temperatuur on 5500 kraadi.Päikese pinnal ühinevad igal sekundil suur hulk(3,4×1038 ) prootoneid heeliumi tuumadeks ja selle käigus vabanev energia jõuab pärast kümneid kuni sadi tuhandeid aastaid ninja miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ja kiirgumisprotsesse päikese fotosfääri ja edasi kosmosesse. 3.Maa atmosfäär kui kaitsekilp ( lk. 120) Atmosfäär kaitseb meid Päikese kahjuliku mõju ja kiirguse eest ning ei lase Maal muutuda liiga külmaks ega minna liiga soojaks.Ultraviolettkiirguse eest kaitseb meid atmsofääri osoonkiht. 4.Kasvuhooneefekt ( lk. 122) Kasvuhooneefekt ehk kasvuhoonenähtus on kiirgusenergia ringkäigust tingitud elektromagnetilist kiirgust selektiivselt läbilaskva kihi all oleva keskkonna tasakaalulise temperatuuri tõus
Fotosfääris, ekvaatori lähedastel aladel, esinevad ka päikeselaigud ehk plekid madalama temperatuuri (umbes 4200 K ) tõttu tumedamana paistvad alad. Ta kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9*1026 W. Fakte Päikesest Laigud püsivad, vastavalt suurusele, mõnest tunnist mõnekümne päevani. Suuremate laikude kohal paisatakse fotosfääri peal asuvasse kromosfääri suur energiaga gaasijaod ehk loided. Kõige võimsamates kromosfääri loidetes võib sisalduda niipalju energiat kui kogu maailm tarvitab 100 000 aasta jooksul. Päikese aktiivsuse tagajärjed maal on magnettormid, raadiolainete levi häired ja
on 15,6 miljonit Kelvinit ja rõhk on 250 biljonit atmosfääri. Päikese pinnal, mida kutsutakse fotosfääriks, on temperatuur umbes 5800 kraadi. Päikeselaigud on "külmad" piirkonnad ning nende temperatuuriks on ainult 3800 kraadi (paistavad tumedad ainult võrreldes ümbritsevate aladega). Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 kilomeetrit. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud. Fotosfääri kohal asub piirkond, mida nimetatakse kromosfääriks. Kromosfääri peal asub hõre gaasi pilv, mis ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse ja on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal. Päike on täht spektraalklassist G2, mis tähendab, et ta on keskmisest tähed mõnevõrra suurem ja kuumem. Päikesetuul ja palju kõrgema energia osakesed, mida heidetakse välja Päikese loidete poolt, võivad mõjutada raadiolainete ülekandumist Maal ja tekitavad Maa atmosfääri vastasmõju tulemusel
Footonil võtab pinnale jõudmine aega 50 miljonit aastat. Päikese pinnal, mida kutsutakse fotosfääriks, on temperatuur umbes 5800 K. Päikeselaigud on "külmad" piirkonnad, ainult 3800 K (nad paistavad tumedad ainult võrreldes ümbritsevate aladega). Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 km. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud. Fotosfääri kohal asub väike piirkond, mida tuntakse kromosfäärina. Kromosfääri peal asub väga hõre gaasi pilv, mida kutsutakse krooniks, ning ta ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal (vasakul). Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 K. Päikese magnetväli on väga tugev (maiste standardite järgi) ja väga komplitseeritud. Tema magnetosfäär, samuti tuntud kui heliosfäär, ulatub teisele poole Plutot.
Footonil võtab pinnale jõudmine aega 50 miljonit aastat. Päikese pinnal, mida kutsutakse fotosfääriks, on temperatuur umbes 5800 K. Päikeselaigud on "külmad" piirkonnad, ainult 3800 K (nad paistavad tumedad ainult võrreldes ümbritsevate aladega). Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 km. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud. Fotosfääri kohal asub väike piirkond, mida tuntakse kromosfäärina. Kromosfääri peal asub väga hõre gaasi pilv, mida kutsutakse krooniks, ning ta ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal (vasakul). Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 K. Päikese magnetväli on väga tugev (maiste standardite järgi) ja väga komplitseeritud. Tema magnetosfäär, samuti tuntud kui heliosfäär, ulatub teisele poole Plutot.
emiteeritakse madalamatel temperatuuridel nii, et ajal kui ta jõuab Päikese pinnale, on ta energia peamiselt nähtav valgus. Päikese pinnal, mida kutsutakse fotosfääriks, on temperatuur umbes 5800 K. Päikeselaigud on aga "külmad" piirkonnad, temperatuuriga ainult 3800 K. Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 km. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud. Fotosfääri kohal asub väike piirkond, mida tuntakse kromosfäärina. Kromosfääri peal asub väga hõre gaasi pilv, mida kutsutakse krooniks, ning ta ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal. Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 K. Päikesevarjutus 5 Päikese magnetväli on väga tugev (maiste standardite järgi) ja keeruline. Tema magnetosfäär,
Päikese temperatuur pinnal on 6000 K (Kelvin`it). Sisemine temperatuur on aga 15 000 000 K. Aga miks päike on nii kuum? Päikese tuumas muudab termotuumareaktsioon vesinikku heeliumiks ning tekib energia, mis tõuseb fotosfääri ning sealt kosmosesse. Fotosfäär on päikese pindmne kiht. Foosfääril on ka päikeselaigud. Päikeselaigud on "külmad" piirkonnad, ainult 3800 K (nad paistavad tumedad ainult võrreldes ümbritsevate aladega). Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 km. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud
Päikese pinna arvutuslik temperatuur on 6000 K. Sügavamal tõuseb temperatuur 15 miljoni Kelvinini ja sellepärast on Päikesel aine plasmana (tugevasti ioniseerunud gaas (aine neljas olek). Slide2 Nagu ka teistel tähtede, toimub ka päikese tuumas tuumareaktsioonid, millest vabaneb energia. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale. Äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu on Päikese aine plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis, siis pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Et Päikese pöörlemine on eri laiuskraadidel erinev, siis tema magnetvälja jõujooned põimuvad, nii et
Arvatakse, et Päike on tekkinud umbes 5000 miljonit aastat tagasi. Ta on hõõguv gaasikera, mis tekkis tolmuga segunenud heeliumi- ja vesinikupilvest. Need tõmbusid kokku. Kokkutõmbumise tagajärjel pilv kuumenes ja lõpuks hakkas toimuma termotuumareaktsioon. Sellest hetkest, kui tuumareaktsioon hakkas, helendab päike. Termotuumareaktsiooni tulemusena tekib heelium ning vabaneb energia. Need on soojus ja valgus. Päike annab Maale soojust ja valgust. Me näeme Päikese atmosfääri ehk fotosfääri, mis kiirgab meile valgust. Päikeseenergiast saigi alguse elu. Päikesel on kindlaks tehtud laikude olemasolu. Need esinevad nii rühmiti kui ka üksikutena. Nende eluiga on väga erinev (tunde, nädalaid, kuid). Nende arv on seotud Päikese aktiivsuse 11,4-aastase perioodiga. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis, siis pöörleb ta ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Päikese pöörlemine on eri
1%. See koostis muutub aja jooksul aeglaselt, kuna vesinikku muundatakse Päikese tuumas ümber heeliumiks. Päikese keskmes, kus tihedus on 160 000 kg/m³ ja rõhk 3,4×1016 Pa, muundub vesinik termotuumareaktsioonides heeliumiks. Igas sekundis ühineb 3,4×1038 prootonit (vesiniku aatomi tuuma) heeliumi tuumadeks. Selle käigus tekkivate gammakvantidena vabanev energia jõuab pärast kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid ning miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ja kiirgumisprotsesse Päikese fotosfääri ja edasi kosmosesse. Päikese kogukiirgus on 3,825×1026 J/s. 5 2. VALGUSALLIKATE VÕRDLUS 2.1 Valgusallikate valgusviljakus Valgusviljakuseks nimetatakse valgusallika poolt kiiratavat valgusvoogu ühikulise toitevõimsuse kohta. SI-süsteemi mõõtühik on luumen vati kohta (lm/W). Valgusviljakus iseloomustab valgusallika efektiivsust inimsilmaga tajutava valguse produtseerimise mõttes.
valguse tekkimine suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist (siit nimetus, chroma tähendab kreeka keeles värvi); kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Fotosfäärist allpool olevat osa nimetame lihtsalt sisemuseks. Päike saab oma energia
Reaktsioonid toimuvad tuumas, kust kandub energia väljapoole kvantide järjestikuse neeldumiste ja kiirgamiste tulemusel. Nähtava pinna all asub konvektsioonivöönd, kus toimub energia ülekanne aine segunemise teel. Termotuumareaktsioonidel tekib peale kiirguste veel palju neutriinosid, mis on ülisuure läbitungimisvõimega. Päikese atmosfääri alumist nähtavat kihti (200-300 km) nimetatakse fotosfääriks. Selle pind on granulaarne. Seda põhjustab gaaside liikumine fotosfääri all. Graanuli läbimõõt on u. 10 000 km. Fotosfääris esineb suuremaid tumedamaid alasid päikeselaike. Laikude ümber on heledamad piirkonnad faklid. Need tekivad enne laike ja kaovad pärast. Päikese atmosfääri kaugemad kihid on Maalt nähtavad ainult varjutuste ajal. Kihti mille paksus on 10 000-14 000 km ja mida iseloomustab temperatuuri tõus ja aatomite ioniseerimine, nimetatakse kromosfääriks. Viimane on nähtav täieliku varjutuse ajal helenduva roosa randina
- umbes 400 km paksust kihti päikese pinnal nim. fotosfääriks - on olemas kindlad seaduspärasused tähtede temperatuuri ja absoluutse heleduse - Päike ise koosneb kolmest kihist: vahel - tuum, kus toimub termotuumareaktsioon, kiirgusvöönd ja konvektsioonivöönd - seda sõltuvust väljendab HR-diagramm (Hertzprungi-Russelli diagramm) - fotosfääri kohal on Päikese atmosfäär, mis jaguneb kaheks kihiks kromosfäär - (vt. õpikust lk 67) ja kroon - tähed tekivad kokkutõmbuvatest gaasipilvedest - tähti iseloomustatakse tähesuurusega, kõige heledamad 1. tähesuurus ja - täht ilmub nähtavale siis, kui temperatuur pilve keskmes on piisavalt kõrge kõige nõrgemad silmaga nähtavad tähed 6
ja ülejäänud Päikesesüsteemi liikmed. Esimesed tõendid võimalike teiste planeedisüsteemide kohta saadi 1938.aastal. Päike Päike, meie planeedisüsteemi keskne täht, on meie jaoks vägagagi eriline. Ta on üks meie Galaktika 200 miljardist tähest. Nagu teisedki tähed, koosneb ka Päike peamiselt vesinikust ja heeliumist, kahest kõige tavalisemast Universumi elemendist. Päikeseenergia: Päikese kiirgava pinna-fotosfääri-temperatuur on suhteliselt madal. Sissepoole minnes kasvab temperatuur kiiresti. Selliste astronoomiliselt kõrgete temperatuuride ning samavõrd astronoomiliste rõhkude juures toimuvad tuumareaktsioonid, mille käigus toodetud energia hoiab Päikese säravana. Päikese kroon. Täieliku päikesevarjutuse ajal liigub Kuu Päikese helenduva pinna ette ning varjab selle meie eest. Ainult sel ajal same me näha Päikese pärlvalget välisatmosfääri, mida nimetatakse krooniks. Päikesevärin:
liikudes ringorbiidil kiirusega 230km/s, teeb ühe täistiiru umbes 200 miljoni aastaga.Päikesel kui gaasilisel kehal ei saa olla kindlat pinda, aine tihedus peab muutumapidevalt väljaspoole vähenedes.Päike saab energiat termotuumareaktsioonidest, vesiniku muundumisel heeliumiks vabaneb 0,7% massist energiana.Aeg ajalt ilmuvad Päikese pinnale tumedad plekid ehk laigud.Need on pisut madalama temperatuuriga augud fotosfääris.Laikude ümber hõljuvad fotosfääri kohal kuuma gaasi pilved faklid.Gaasi kiirus neis kuni 600km/s.Päikesest väljub kõikides suundades pidev, silmaga nähtamatu osakeste voog päikesetuul.Kokkuvõtteks võib öelda, et Päike toodab energiat aatomituumade ühinemise reaktisoonidest tänu tohutule kuumusele Päikese keskmes ehk tuumas.Päikese tuumast väljaspoole levib energia läbi kiirgustsooni.Järgneb konvektiivne tsoon, kus tõusvad kuumad gaasivoolud toovad energia
järgi), kõiki ülejäänud elementide panus on 1,67% massi järgi. Päikese keskmes, kus tihedus on 150 000 kg/m³, toodetakse termotuumareaktsioonides vesinikust heeliumit. Igas sekundis muundatakse termotuumareaktsioonis 3,4×1038 prootonit (vesiniku aatomi tuuma) heeliumi tuumadeks. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale. Füüsikud tekitavad Päikese tuumas toimuvatele sarnaseid protsesse vesinikupommis ning eksperimentaalsetes termotuumareaktorites. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis, siis pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel
Footonil võtab pinnale jõudmine aega 50 miljonit aastat. Päikese pinnal, mida kutsutakse fotosfääriks, on temperatuur umbes 5800 K. Päikeselaigud on "külmad" piirkonnad, ainult 3800 K (nad paistavad tumedad ainult võrreldes ümbritsevate aladega). Päikeselaigud võivad olla väga suured, mõned isegi diameetriga kuni 50,000 km. Päikeselaike põhjustavad keerulised ja mitte väga hästi arusaadavad Päikese magnetvälja mõjud. Fotosfääri kohal asub väike piirkond, mida tuntakse kromosfäärina. Kromosfääri peal asub väga hõre gaasi pilv, mida kutsutakse krooniks, ning ta ulatub miljoneid kilomeetreid kosmosesse, kuid on nähtav ainult päikesevarjutuste ajal (vasakul). Temperatuur kroonis on üle 1,000,000 K. Päikese magnetväli on väga tugev (maiste standardite järgi) ja väga komplitseeritud
suhteliselt õhukeses (umbes 400 km paksuses) kihis. Seda kihti nimetatakse fotosfääriks (valgust tekitav sfäär) ja teda võib samastada Päikese pinnaga. Fotosfäärist kõrgemale jääks siis Päikese "atmosfäär", mis koosneb kahest kihist -- kromosfäärist ja kroonist. Nimetused on pärit ajast, kui ainsaks võimaluseks Päikese väliskihte uurida oli nende vaatlemine täieliku päikesevarjutuse ajal, kui Kuu kattis kinni algul fotosfääri, seejärel aga kogu Päikese. Kromosfäär, mille paksust hinnatakse paarile tuhandele kilomeetrile, ilmutas ennast punaka sähvatusena vahetult enne Päikese kustumist ; kroon -- ebakorrapärase kujuga nõrk helendus varjutatud päikeseketta ümber -- ulatub kohati kuni kahe Päikese läbimõõdu kaugusele. Oma valguse ja soojuse tõttu on ta meile väga vajalik. Ilma nende tingimusteta ei oleks elu maal. Merkuur
kõiki ülejäänud elementide panus on 1,67% massi järgi. Päikese keskmes, kus tihedus on 150 000 kg/m³, toodetakse termotuumareaktsioonides vesinikust heeliumit. Igas sekundis muundatakse termotuumareaktsioonis 3,4×1038 prootonit (vesiniku aatomi tuuma) heeliumi tuumadeks. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale. Füüsikud tekitavad Päikese tuumas toimuvatele sarnaseid protsesse vesinikupommis ning eksperimentaalsetes termotuumareaktorites. 27. Maa tüüpi planeedid Täht, Täht on astronoomias ise valgust kiirgav plasmast koosnev taevakeha, mille kiirgusenergia pärineb tema sisemuses aset leidvast tuumasünteesist. Tähtede hulka
seotud Päikese aktiivsusega – mida kõrgem see on, seda sagedamini loiteid esineb ning seda rohkem elektriliselt laetud osakesi maailmaruumi paisatakse.Mida aktiivsem on Päike, seda rohkem osakesi (peamiselt prootoneid ja alfaosakesi) ta maailmaruumi paiskab. Maale jõudes tekitavad need virmalisi ja magnettorme. (2) kromosfääriks, kus Päikese atmosfäär hakkab kiiresti hõrenema, kuid tänu sellele suureneb gaasiosakeste kineetiline energia, millega on seotud gaasi temperatuur. Kui Fotosfääri ülemistes osades on vesiniku ja heeliumi segu temperatuur umbes 4000K ning gaasid esinevad praktiliselt atomaarsel kujul, siis temperatuuri tõustes algab taas gaasi ioniseerimine. (3) Kromosfääri ülemistes kihtides on plasma temperatuur 1 … 2 miljonit kelvinit ning jääb paljude Päikese raadiustega võrduvatel kaugustel peaaegu muutumatuks. Kromosfääri kõige ülemisi ja hõredamaid kihte nimetatakse Päikese krooniks ning see on hästi vaadeldav täielike päikesevarjutuste ajal.
elektriliselt laetud osakesi maailmaruumi paisatakse. Mida aktiivsem on Päike, seda rohkem osakesi (peamiselt prootoneid ja alfaosakesi) ta maailmaruumi paiskab. Maale jõudes tekitavad need virmalisi ja magnettorme. 38 (2) kromosfääriks, kus Päikese atmosfäär hakkab kiiresti hõrenema, kuid tänu sellele suureneb gaasiosakeste kineetiline energia, millega on seotud gaasi temperatuur. Kui Fotosfääri ülemistes osades on vesiniku ja heeliumi segu temperatuur umbes 4000K ning gaasid esinevad praktiliselt atomaarsel kujul, siis temperatuuri tõustes algab taas gaasi ioniseerimine. (3) Kromosfääri ülemistes kihtides on plasma temperatuur 1 … 2 miljonit kelvinit ning jääb paljude Päikese raadiustega võrduvatel kaugustel peaaegu muutumatuks. Kromosfääri kõige ülemisi ja hõredamaid kihte nimetatakse Päikese krooniks ning see on hästi vaadeldav täielike päikesevarjutuste ajal.
ülejäänud elementide panus on 1,67% massi järgi. Päikese keskmes, kus tihedus on 150 000 kg/m³, toodetakse termotuumareaktsioonides vesinikust heeliumit. Igas sekundis muundatakse termotuumareaktsioonis 3,4×1038 prootonit (vesiniku aatomi tuuma) heeliumi tuumadeks. Selle käigus tekkivate suure energiaga gammakvantide kujul vabanev energia jõuab peale kümneid kuni sadu tuhandeid aastaid, miljoneid kordi toimuvaid neeldumis- ning kiirgumisprotsesse, Päikese fotosfääri ning edasi kosmilisse ruumi. Fotosfääris kiiratakse suurel hulgal nähtava valguse footoneid, mis jõuavad valgusena Maa pinnale. Füüsikud tekitavad Päikese tuumas toimuvatele sarnaseid protsesse vesinikupommis ning eksperimentaalsetes termotuumareaktorites. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis, siis pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Et Päikese pöörlemine on eri
annaabi.ee 
