Veel üks Päike (1)

Päike
Üldandmed
Päike on meie Päikesesüsteemi täht. Ta on Maast keskmiselt 149,6 miljoni kilomeetri ehk 1 astronoomilise ühiku kaugusel. Nurkläbimõõt on 32 kaareminutit, mis vastab 1,4 miljonile kilomeetrile. ema nurkläbimõõt on 32 kaareminutit, mis vastab 1,4 miljonile kilomeetrile (109 Maa läbimõõtu). Päikese mass on 1,99*1030 kg (330000 korda suurem kui Maa mass) ja ta kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9*1026 W. Tema pinnatemperatuur on 5800 K, kuid märksa kuumemad on Päikese kroon (kuni 5 miljonit kelvinit) ja tuum (umbes 15,7 miljonit kelvinit). Päikese raadius on 6,9599×108 m ja keskmine tihedus on 1409 kg/m³. Päike on peajada täht spektriklassiga G2V, mis tähendab, et ta on keskmisest tähest mõnevõrra massiivsem ja kuumem. Kogu Päikese aine on äärmiselt kõrge temperatuuri tõttu plasmaolekus. Et Päike ei ole tahkis , siis pöörleb ta diferentsiaalselt - ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel.
Granulatsioon
Päikesel on mõnikord näha tumedamaid piirkondi (päikeseplekid või -laigud); tugeval suurendusel võib näha ühtlast teralist mustrit -- nn. granulatsiooni (lad. granulum - terake). Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest -- vesinikuaatomi tuumade (prootonite) ühinemisest heeliumi tuumadeks. See ühinemisreaktsioon nõuab kõrget temperatuuri (> 107 K) ning suurt rõhku ja saab seetõttu toimuda vaid väga sügaval tähe (Päikese) sisemuses. Eralduv energia läbib kolmveerandi teest tsentrist pinnani footonite vahetuse teel (allpool kiiratud suure energiaga footon neeldub kõrgemates kihtides) -- seda nimetatakse kiirguslikuks energiaülekandeks. Viimases osas muutub energia väljumisel domineerivaks konvektsioon . Granulatsioon ongi konvektiivsele liikumisele iseloomulike pööriste ilminguks: graanuli heledas keskosas tõuseb kuumem aine pinnale, tumedamates servades laskub jahtunud aine alla. Pööriste-graanulite läbimõõt on keskmiselt 1000 km.
Atmosfäär
Päikesel kui gaasilisel kehal ei saa olla kindlat pinda, aine tihedus peab muutuma pidevalt väljapoole vähenedes. Seda, et me näeme serva teravana, tingib nähtava 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.
Pöörlemine
Päike ei ole tahkis ja see tõttu pöörleb ta diferentsiaalselt -- ekvaatoril kiiremini kui kõrgematel laiuskraadidel. Pöörlemisperiood ekvaatori lähedal 25 päeva, pooluste lähedal kuni 10 päeva pikem.
Kust saab energiat?
Päike saab oma energia termotuumareaktsioonidest -- vesinikuaatomi tuumade (prootonite) ühinemisest heeliumi tuumadeks. See ühinemisreaktsioon nõuab kõrget temperatuuri (> 107 K) ning suurt rõhku ja saab seetõttu toimuda vaid väga sügaval tähe (Päikese) sisemuses. 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.
Päikeselaigud
Päikeselaigud (või päikeseplekid) on tumedad alad fotosfääris, mis on oma ümbrusestjahedamad. Tavaliselt ilmuvad nad paaride või rühmadena ning on seotud väga tugevate magnetväljadega. Laikude suurused ulatuvad “väikestest”, ligikaudu 15000 km läbimõõduga ( laias laastus Maa diameetriga võrreldavad), kuni hiiglaslikeni, läbimõõdus üle 150 000 km. Enamikul neist on tume keskala, mida kutsutakse “täisvarjuks” (u. 1600 kraadi fotosfäärist jahedam), mida ümbritseb vähem tume ala, “ poolvari ” (u. 500 kraadi fotosfäärist jahedam). Et laikude piirkonnas on Päikese magnetväli sadu kordi tugevam kui ülejäänud osas, arvatakse, et magnetjõud pidurdavad konvektsiooni . Päikeselaikude arv muutub 11-aastase tsükliga. Tsükli alguses on Päike laikudest peaaegu “puhas”, seejärel ilmuvad laigud kõrgele põhja- ning madalale lõunapoolkerale. Need kaovad ning uued laigud ilmuvad järjest lähemal Päikese ekvaatorile.
Siseehitus
Tavaliselt jagatakse Päikese sisemus kolme ossa:
Ülemine on konvektiivne tsoon. See ulatub fotosfääri põhjast alla kuni sügavuseni umbes 15% Päikese raadiusest. Seal transporditakse konvektiivsetes gaasivooludes energiat ülespoole.
Kiirgav tsoon on konvektiivtsooni all ning ulatub tuumani. Seal transpordib energiat kiirgus, mitte konvektsioon. Kiirgustsooni ülapiirist alapiirini suureneb tihedus 100 korda.
Tuum on Päikese keskosa, mille diameeter on ligikaudu 15% tähe kogudiameetrist. Seal toodetakse termotuumaprotsessides, kus vesiniku tuumad ühinevad heeliumi tuumadeks, energiat. Temperatuur on ligikaudu 14 miljonit kraadi.
Protuberantsid
Päikese servale jõudnud laikude vaatlus näitab, et laikudega kaasnevad loited e. protuberantsid -- aine paiskumine sadade tuhandete kilomeetrite kõrgusele. Enamus väljapaisatud ainest langeb tagasi Päikesele, osa sellest aga kiirgub maailmaruumi; Maale jõudnud laetud osakeste pilv kutsub esile Maa magnetvälja häireid (magnettorme) ja atmosfäärihelendust (virmalisi).