Mis on päikese atmosfäär. Päikese struktuur ja atmosfäär

> Millest Päike koosneb?

Uuri välja, millest päike tehtud on: tähe ehituse ja koostise kirjeldus, keemiliste elementide loetelu, kihtide arv ja omadused koos fotoga, diagramm.

Maalt näeb Päike välja nagu sile tulekera ja enne päikeselaikude avastamist koomiksilaeva Galileo poolt arvasid paljud astronoomid, et see on täiusliku kujuga ja puudusteta. Nüüd me teame seda Päike on välja mõeldud mitmest kihist, nagu Maa, millest igaüks täidab oma funktsiooni. See Päikese struktuur, nagu massiivne ahi, on kogu maapealse maise elu jaoks vajaliku energia tarnija.

Millistest elementidest päike koosneb?

Kui saaksite tähe lahti võtta ja koostiselemente võrrelda, saaksite aru, et koostis koosneb 74% vesinikust ja 24% heeliumist. Samuti koosneb Päike 1% hapnikust ja ülejäänud 1% on sellised perioodilisuse tabeli keemilised elemendid nagu kroom, kaltsium, neoon, süsinik, magneesium, väävel, räni, nikkel, raud. Astronoomid usuvad, et heeliumist raskem element on metall.

Kuidas kõik need Päikese elemendid tekkisid? Big Bang tootis vesinikku ja heeliumi. Universumi tekke alguses ilmus elementaarosakestest esimene element, vesinik. Kõrge temperatuuri ja rõhu tõttu olid tingimused Universumis nagu tähe tuumas. Hiljem sulatati vesinik heeliumiks seni, kuni universumis oli termotuumasünteesi reaktsiooni toimumiseks kõrge temperatuur. Olemasolevad vesiniku ja heeliumi proportsioonid, mis praegu universumis on, tekkisid pärast Suurt Pauku ega muutunud.

Ülejäänud Päikese elemendid on loodud teistes tähtedes. Tähtede tuumades toimub pidevalt vesiniku sulandumine heeliumiks. Pärast kogu hapniku tootmist südamikus lähevad nad üle raskemate elementide, nagu liitium, hapnik, heelium, tuumasünteesile. Paljud Päikesel leiduvad raskemetallid tekkisid ka teistes tähtedes nende eluea lõpus.

Raskeimate elementide, kulla ja uraani moodustumine toimus siis, kui meie Päikesest mitu korda suuremad tähed plahvatasid. Sekundi murdosa jooksul musta augu tekkimisest põrkasid elemendid suurel kiirusel kokku ja tekkisid kõige raskemad elemendid. Plahvatus paiskas need elemendid laiali üle universumi, kus need aitasid moodustada uusi tähti.

Meie Päike on kogunud Suure Paugu loodud elemente, elemente surevatest tähtedest ja osakesi tähtede uutest detonatsioonidest.

Millised on Päikese kihid?

Esmapilgul on Päike vaid heeliumi ja vesiniku pall, kuid lähemal vaatlusel selgub, et ta koosneb erinevatest kihtidest. Südamiku poole liikudes tõusevad temperatuur ja rõhk, mille tulemusena tekkisid kihid, kuna vesinikul ja heeliumil on erinevates tingimustes erinevad omadused.

päikese tuum

Alustame liikumist läbi kihtide Päikese koostise tuumast väliskihini. Päikese sisekihis - südamikus on temperatuur ja rõhk väga kõrged, aidates kaasa tuumasünteesi voolule. Päike tekitab vesinikust heeliumi aatomeid, selle reaktsiooni tulemusena tekib valgus ja soojus, mis ulatuvad kuni. On üldtunnustatud seisukoht, et Päikese temperatuur on umbes 13 600 000 Kelvinit ja tuuma tihedus on 150 korda suurem kui vee tihedus.

Teadlased ja astronoomid usuvad, et Päikese tuum ulatub umbes 20% Päikese raadiuse pikkusest. Ja tuuma sees aitab kõrge temperatuur ja rõhk vesinikuaatomeid prootoniteks, neutroniteks ja elektronideks lõhkuda. Päike muudab need heeliumi aatomiteks, hoolimata nende vabalt hõljuvast olekust.

Sellist reaktsiooni nimetatakse eksotermiliseks. Selle reaktsiooni käigus eraldub suur kogus soojust, mis võrdub 389 x 10 31 J. sekundis.

Päikese kiirgustsoon

See tsoon pärineb tuuma piirilt (20% päikese raadiusest) ja ulatub kuni 70% päikese raadiusest. Selle tsooni sees on päikeseaine, mis on koostiselt üsna tihe ja kuum, mistõttu soojuskiirgus läbib seda soojust kaotamata.

Päikese tuuma sees toimub tuumasünteesi reaktsioon – heeliumi aatomite teke prootonite ühinemise tulemusena. Selle reaktsiooni tulemusena tekib suur hulk gammakiirgust. Selle protsessi käigus eralduvad energia footonid, mis seejärel neelduvad kiirgustsoonis ja kiirgavad uuesti välja erinevad osakesed.

Footoni trajektoori nimetatakse "juhuslikuks jalutuskäiguks". Selle asemel, et liikuda sirgel teel Päikese pinnale, liigub footon siksakiliselt. Selle tulemusena vajab iga footon Päikese kiirgustsooni ületamiseks ligikaudu 200 000 aastat. Ühelt osakeselt teisele üle minnes kaotab footon energiat. Maa jaoks on see hea, sest me saaksime vastu võtta ainult Päikeselt tulevat gammakiirgust. Kosmosesse sisenev footon vajab Maale liikumiseks 8 minutit.

Paljudel tähtedel on kiirgustsoonid ja nende suurus sõltub otseselt tähe skaalast. Mida väiksem on täht, seda väiksemad on tsoonid, millest enamiku hõivab konvektiivtsoon. Väikseimatel tähtedel võivad puududa kiirgustsoonid ja konvektiivtsoon ulatub tuumani. Suurimate tähtede puhul on olukord vastupidine, kiirgustsoon ulatub maapinnani.

konvektiivne tsoon

Konvektiivne tsoon asub väljaspool kiirgustsooni, kus Päikese sisemine soojus voolab läbi kuuma gaasi sammaste.

Peaaegu kõigil tähtedel on selline tsoon. Meie Päikesel ulatub see 70% Päikese raadiusest pinnani (fotosfäärini). Tähe sügavuses, päris tuumas olev gaas kuumeneb ja tõuseb pinnale nagu vahamullid lambis. Tähe pinnale jõudes toimub soojuskadu, jahtudes vajub gaas tagasi keskele, soojusenergia uuenemiseks. Näiteks võite tuua poti keeva veega tulele.

Päikese pind on nagu lahtine pinnas. Need ebakorrapärasused on kuuma gaasi sambad, mis kannavad soojust Päikese pinnale. Nende laius ulatub 1000 km-ni ja hajumise aeg 8-20 minutini.

Astronoomid usuvad, et väikese massiga tähtedel, näiteks punastel kääbustel, on ainult tuumani ulatuv konvektiivtsoon. Neil puudub kiirgustsoon, mida ei saa öelda Päikese kohta.

Fotosfäär

Ainus Maalt nähtav Päikese kiht on . Selle kihi all muutub Päike läbipaistmatuks ja astronoomid kasutavad meie tähe sisemuse uurimiseks muid meetodeid. Pinnatemperatuurid kuni 6000 kelvini helendavad Maalt nähtavalt kollakasvalgelt.

Päikese atmosfäär asub fotosfääri taga. Seda Päikese osa, mis on päikesevarjutuse ajal nähtav, nimetatakse.

Päikese struktuur diagrammil

NASA on spetsiaalselt hariduslikel eesmärkidel välja töötanud Päikese struktuuri ja koostise skemaatilise esituse, mis näitab iga kihi temperatuuri:

• (Nähtav, IR- ja UV-kiirgus) on nähtav kiirgus, infrapunakiirgus ja ultraviolettkiirgus. Nähtav kiirgus on valgus, mida näeme päikeselt tulevat. Infrapunakiirgus on soojus, mida me tunneme. Ultraviolettkiirgus on kiirgus, mis annab meile päevituse. Päike tekitab neid kiirgusi üheaegselt.
• (Photosphere 6000 K) – fotosfäär on Päikese ülemine kiht, selle pind. Temperatuur 6000 kelvinit võrdub 5700 kraadi Celsiuse järgi.
• Raadiokiirgus – lisaks nähtavale kiirgusele, infrapunakiirgusele ja ultraviolettkiirgusele saadab Päike välja raadioemissioone, mille astronoomid on tuvastanud raadioteleskoobiga. Sõltuvalt päikeselaikude arvust see emissioon suureneb ja väheneb.
• Koronaalne auk – need on kohad Päikesel, kus koroonal on madal plasmatihedus, mille tulemuseks on tumedam ja külmem kroon.
• 2100000 K (2100000 Kelvinit) – Päikese kiirgusvööndis on selline temperatuur.
• Konvektiivne tsoon/Turbulentne konvektsioon (trans. Convective zone/Turbulent convection) – Need on kohad Päikesel, kus südamiku soojusenergia kantakse üle konvektsiooni teel. Plasmasambad jõuavad pinnale, annavad soojust ja tormavad uuesti alla, et uuesti kuumeneda.
• Coronal loops (trans. Coronal loops) - plasmast koosnevad silmused Päikese atmosfääris, mis liiguvad mööda magnetjooni. Need näevad välja nagu tohutud kaared, mis ulatuvad maapinnast kümnete tuhandete kilomeetrite kaugusele.
• Tuum (per. Core) on päikese süda, milles toimub tuumasünteesi, kasutades kõrget temperatuuri ja rõhku. Kogu päikeseenergia tuleb tuumast.
• 14 500 000 K (14 500 000 Kelvini kohta) – Päikese tuuma temperatuur.
• Kiirgusvöönd (tõlkes Radiation Zone) – Päikese kiht, kuhu kiirguse abil energiat edastatakse. Footon ületab kiirgustsooni üle 200 000 ja läheb avakosmosesse.
• Neutriinod (trans. Neutrino) on tuumasünteesireaktsiooni tulemusena Päikesest väljuvad tühised osakesed. Igas sekundis läbivad inimkeha sajad tuhanded neutriinod, kuid need ei too meile mingit kahju, me ei tunne neid.
• Chromospheric Flare (tõlkes Chromospheric Flare) – meie tähe magnetväli võib väänduda ja seejärel järsult erinevates vormides puruneda. Magnetväljade katkemise tagajärjel tekivad võimsad röntgenkiirte sähvatused, mis lähtuvad Päikese pinnalt.
• Magnetvälja silmus – Päikese magnetväli asub fotosfääri kohal ja on nähtav kuuma plasma liikumisel Päikese atmosfääris mööda magnetilisi jooni.
• Täpp – Päikeselaik (tõlkes Päikeselaigud) – Need on kohad Päikese pinnal, kus magnetväljad läbivad Päikese pinda ja temperatuur on madalam, sageli ahelas.
• Energeetilised osakesed (trans. Energetic particles) – need pärinevad Päikese pinnalt, mille tulemusena tekib päikesetuul. Päikesetormide korral ulatub nende kiirus valguse kiiruseni.
• Röntgenikiirgus (trans. X-rays) – inimsilmale nähtamatud kiired, mis tekivad Päikesel sähvatusel.
• Heledad laigud ja lühiealised magnetpiirkonnad (trans. Bright spots and short-life magnetic regions) – Temperatuuride erinevuste tõttu tekivad Päikese pinnale heledad ja tuhmid laigud.

Päikese siseehitusega tutvumiseks tehkem nüüd mõtteline teekond tähe keskpunktist selle pinnale. Kuidas me aga määrame Päikese maakera temperatuuri ja tiheduse erinevatel sügavustel? Kuidas saame teada, millised protsessid Päikese sees toimuvad?

Selgub, et enamikku tähtede füüsikalisi parameetreid (ka meie Päike on täht!) ei mõõdeta, vaid arvutatakse teoreetiliselt arvutite abil. Selliste arvutuste lähtepunktiks on ainult mõned tähe üldised omadused, näiteks selle mass, raadius, aga ka selle pinnal valitsevad füüsikalised tingimused: temperatuur, atmosfääri ulatus ja tihedus jms. Tähe (eriti Päikese) keemilise koostise määrab spektraaltee. Ja nende andmete põhjal loob teoreetiline astrofüüsik Päikese matemaatilise mudeli. Kui selline mudel vastab vaatluste tulemustele, siis võib seda pidada üsna heaks lähenduseks tegelikkusele. Ja meie, tuginedes sellisele mudelile, proovime ette kujutada suure valgusti kõiki eksootilisi sügavusi.

Päikese keskosa nimetatakse selle tuumaks. Päikese tuuma sees olev aine on äärmiselt kokkusurutud. Selle raadius on ligikaudu 1/4 Päikese raadiusest ja ruumala 1/45 (veidi üle 2%) Päikese kogumahust. Sellegipoolest on peaaegu pool päikese massist tähe tuumas. See sai võimalikuks tänu päikeseaine väga kõrgele ionisatsiooniastmele. Tingimused on seal täpselt sellised, mida termotuumareaktori tööks vaja läheb Core on hiiglaslik juhitav elektrijaam, kus sünnib päikeseenergia.

Olles liikunud Päikese keskpunktist umbes 1/4 selle raadiusest, siseneme nn kiirgusenergia ülekandetsooni. Seda Päikese kõige ulatuslikumat sisemist piirkonda võib ette kujutada nagu tuumakatla seinu, mille kaudu päikeseenergia aeglaselt välja imbub. Kuid mida lähemale Päikese pinnale, seda madalam on temperatuur ja rõhk. Selle tulemusena toimub aine keerisega segunemine ja energia ülekanne toimub peamiselt aine enda poolt. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese maa-alust kihti, kus see esineb, nimetatakse konvektiivtsooniks. Päikeseuurijad usuvad, et selle roll päikeseprotsesside füüsikas on erakordselt suur. Lõppude lõpuks saavad siit alguse päikeseaine ja magnetväljade erinevad liikumised.

Lõpuks oleme Päikese nähtaval pinnal. Kuna meie Päike on täht, kuum plasmapall, siis erinevalt Maast, Kuust, Marsist ja sarnastest planeetidest ei saa sellel olla reaalset pinda, mõistetuna selle sõna täies tähenduses. Ja kui me räägime Päikese pinnast, siis see mõiste on tinglik.

Päikese nähtavat helendavat pinda, mis asub otse konvektiivtsooni kohal, nimetatakse fotosfääriks, mis kreeka keeles tähendab "valgussfääri".

Fotosfäär on 300 km kiht. Siit tulevad päikesekiired. Ja kui me vaatame Päikest Maalt, siis fotosfäär on lihtsalt kiht, mis läbistab meie nägemust. Sügavamatest kihtidest tulev kiirgus meieni enam ei jõua ja neid on võimatu näha.

Fotosfääri temperatuur tõuseb koos sügavusega ja on hinnanguliselt keskmiselt 5800 K.

Põhiosa Päikese optilisest (nähtavast) kiirgusest pärineb fotosfäärist. Siin on gaasi keskmine tihedus alla 1/1000 meie sissehingatava õhu tihedusest ja fotosfääri välisserva lähenedes langeb temperatuur 4800 K. Vesinik jääb sellistes tingimustes peaaegu täielikult neutraalseks. olek.

Astrofüüsikud võtavad fotosfääri aluse suure valgusti pinna jaoks. Nad peavad fotosfääri ennast päikeseatmosfääri madalaimaks (sisemiseks) kihiks. Selle kohal on veel kaks kihti, mis moodustavad päikeseatmosfääri väliskihid, kromosfääri ja koroona. Ja kuigi nende kolme kihi vahel pole teravaid piire, tutvume nende peamiste eristavate tunnustega.

Fotosfääri kollakasvalgel valgusel on pidev spekter, see tähendab, et see näeb välja nagu pidev vikerkaareriba, mille värvid muutuvad järk-järgult punasest lillaks. Haruldase kromosfääri alumistes kihtides, nn temperatuurimiinimumi piirkonnas, kus temperatuur langeb 4200 K-ni, toimub aga päikesevalguse neeldumine, mille tõttu tekivad Päikese spektris kitsad neeldumisjooned. Neid nimetatakse Fraunhoferi joonteks Saksa optiku Josef Frau ja Gopheri järgi, kes mõõtsid 1816. aastal hoolikalt 754 joone lainepikkusi.

Praeguseks on Päikese spektris registreeritud enam kui 26 000 erineva intensiivsusega tumedat joont, mis tulenevad valguse neeldumisest "külmade" aatomite poolt. Ja kuna igal keemilisel elemendil on oma iseloomulikud neeldumisjoonte komplekt, võimaldab see määrata selle olemasolu päikeseatmosfääri väliskihtides.

Päikese atmosfääri keemiline koostis on sarnane enamiku viimase paari miljardi aasta jooksul tekkinud tähtede omaga (neid nimetatakse teise põlvkonna tähtedeks). Võrreldes vanade taevakehadega (esimese põlvkonna tähed) sisaldavad need kümme korda rohkem raskeid, st heeliumist raskemaid elemente. Astrofüüsikud usuvad, et rasked elemendid ilmusid esmakordselt tähtede plahvatuste ajal ja võib-olla isegi galaktikate plahvatuste ajal toimunud tuumareaktsioonide tulemusena. Päikese tekkimise ajal oli tähtedevaheline keskkond juba üsna hästi raskete elementidega rikastatud (Päike ise ei tooda veel heeliumist raskemaid elemente). Kuid meie Maa ja teised planeedid kondenseerusid ilmselt samast gaasi- ja tolmupilvest nagu Päike. Seetõttu on võimalik, et meie päevavalguse keemilist koostist uurides uurime ka primaarse protoplanetaarse aine koostist.

Kuna päikese atmosfääri temperatuur varieerub sõltuvalt kõrgusest, tekivad erinevate keemiliste elementide aatomid erinevatel tasanditel neeldumisjooned. See võimaldab uurida suure tähe erinevaid atmosfäärikihte ja määrata nende pikkust.

Fotosfääri kohal on haruldasem silp! Päikese atmosfäär, mida nimetatakse kromosfääriks, mis tähendab "värvilist kera". Selle heledus on mitu korda väiksem fotosfääri heledusest, nii et kromosfäär on nähtav vaid lühikeste minutite jooksul pärast täielikku päikesevarjutust, nagu roosa rõngas ümber Kuu tumeda ketta. Kromosfääri punakas värvus on tingitud vesinikkiirgusest. Sellel gaasil on kõige intensiivsem spektrijoon Ha spektri punases piirkonnas ja kromosfääris on eriti palju vesinikku.

Päikesevarjutuste ajal saadud spektrid näitavad, et vesiniku punane joon kaob ligikaudu 12 000 km kõrgusel fotosfääri kohalt, ioniseeritud kaltsiumlubja aga 14 000 km kõrgusel enam näha ei ole. Seda kõrgust peetakse kromosfääri ülemiseks piiriks. Temperatuuri tõustes temperatuur tõuseb, ulatudes kromosfääri ülemistes kihtides 50 000 K. Temperatuuri tõustes intensiivistub vesiniku ja seejärel heeliumi ionisatsioon.

Temperatuuri tõus kromosfääris on täiesti mõistetav. Nagu teada, väheneb päikeseatmosfääri tihedus kõrgusega kiiresti ja haruldane keskkond kiirgab vähem energiat kui tihe. Seetõttu soojendab Päikeselt tulev energia ülemist kromosfääri ja selle kohal asuvat krooni.

Praegu jälgivad heliofüüsikud spetsiaalsete instrumentide abil kromosfääri mitte ainult päikesevarjutuste ajal, vaid ka igal selgel päeval. Täieliku päikesevarjutuse ajal näete päikeseatmosfääri kõige välimist kesta - krooni - õrna pärl-hõbedast kuma, mis ulatub ümber varjutatud Päikese. Krooni koguheledus on umbes miljondik Päikese valgusest ehk pool täiskuu valgusest.

Päikese kroon on väga haruldane plasma, mille temperatuur on ligi 2 miljonit K. Koronaalse aine tihedus on sadu miljardeid kordi väiksem kui õhu tihedus Maa pinna lähedal. Sellistes tingimustes ei saa keemiliste elementide aatomid olla neutraalses olekus: nende kiirus on nii suur, et vastastikustes kokkupõrgetes kaotavad nad peaaegu kõik oma elektronid ja ioniseeritakse korduvalt. Seetõttu koosneb päikesekroon peamiselt prootonitest (vesinikuaatomite tuumad), heeliumi tuumadest ja vabadest elektronidest.

Koroona erakordselt kõrge temperatuur viib selleni, et selle ainest saab võimas ultraviolett- ja röntgenkiirguse allikas. Vaatlusteks elektromagnetilise spektri nendes vahemikes kasutatakse teatavasti kosmoselaevadele ja tiirlevatele teadusjaamadele paigaldatud spetsiaalseid ultraviolett- ja röntgenteleskoope.

Raadiomeetodite abil (päikesekroona kiirgab intensiivselt detsimeetrilisi ja meetriseid raadiolaineid) "nähatakse" koronakiiri kuni 30 päikeseraadiuse kaugusele päikeseketta servast. Päikesest kaugenedes väheneb krooni tihedus väga aeglaselt ja selle ülemine kiht voolab välja avakosmosesse. Nii tekib päikesetuul.

Ainuüksi kehakeste lendumise tõttu väheneb Päikese mass iga sekundiga vähemalt 400 tuhande tonni võrra.

Päikesetuul puhub üle kogu meie planeedisüsteemi ruumi. Selleks ajaks küündib algkiirus üle 1000 km/s, kuid seejärel väheneb aeglaselt. Maa orbiidi lähedal on tuule keskmine kiirus umbes 400 km/s. Om pühib oma teele kõik planeetide ja komeetide eralduvad gaasid, väikseimad meteooritolmuosakesed ja isegi madala energiaga galaktikate kosmiliste kiirte osakesed, viies kogu selle "prügi" planeedisüsteemi äärealadele. Piltlikult öeldes tundub, et supleme suure valgusti kroonis...

Meie planeeti Maa ümbritsev gaasiline ümbris, tuntud kui atmosfäär, koosneb viiest põhikihist. Need kihid pärinevad planeedi pinnalt merepinnast (mõnikord allpool) ja tõusevad kosmosesse järgmises järjestuses:

• Troposfäär;
• Stratosfäär;
• Mesosfäär;
• Termosfäär;
• Eksosfäär.

Maa atmosfääri peamiste kihtide skeem

Kõigi nende viie peamise kihi vahel on üleminekutsoonid, mida nimetatakse "pausiks", kus toimuvad õhutemperatuuri, koostise ja tiheduse muutused. Koos pausidega sisaldab Maa atmosfäär kokku 9 kihti.

Troposfäär: kus ilm juhtub

Kõigist atmosfääri kihtidest on meile kõige tuttavam troposfäär (kas te mõistate seda või mitte), kuna me elame selle põhjas - planeedi pinnal. See ümbritseb Maa pinda ja ulatub mitu kilomeetrit ülespoole. Sõna troposfäär tähendab "palli vahetust". Väga sobiv nimi, kuna see kiht on koht, kus meie igapäevane ilm juhtub.

Alates planeedi pinnast tõuseb troposfäär 6–20 km kõrgusele. Meile lähima kihi alumine kolmandik sisaldab 50% kõigist atmosfääri gaasidest. See on ainus osa kogu atmosfääri koostisest, mis hingab. Tänu sellele, et õhku soojendab altpoolt maapind, mis neelab Päikese soojusenergiat, väheneb kõrguse kasvades troposfääri temperatuur ja rõhk.

Ülaosas on õhuke kiht, mida nimetatakse tropopausiks, mis on lihtsalt puhver troposfääri ja stratosfääri vahel.

Stratosfäär: osooni kodu

Stratosfäär on atmosfääri järgmine kiht. See ulatub 6-20 km kuni 50 km kõrgusele maapinnast. See on kiht, milles enamik kommertslennukeid lendab ja õhupalle reisib.

Siin ei liigu õhk üles-alla, vaid liigub pinnaga paralleelselt väga kiiretes õhuvooludes. Temperatuur tõuseb tõustes tänu rohkele looduslikult esinevale osoonile (O3), mis on päikesekiirguse kõrvalsaadus, ja hapnikule, millel on võime absorbeerida päikese kahjulikke ultraviolettkiiri (igasugune temperatuuri tõus koos kõrgusega on teada meteoroloogia kui "inversioon") .

Kuna stratosfääri põhjas on soojem ja üleval jahedam temperatuur, on konvektsioon (õhumasside vertikaalne liikumine) selles atmosfääri osas haruldane. Tegelikult saab troposfääris möllavat tormi vaadata stratosfäärist, sest kiht toimib konvektsiooni "korkina", millest tormipilved läbi ei tungi.

Stratosfäärile järgneb taas puhverkiht, mida seekord nimetatakse stratopausiks.

Mesosfäär: keskmine atmosfäär

Mesosfäär asub Maa pinnast ligikaudu 50-80 km kaugusel. Mesosfääri ülemine osa on Maa kõige külmem looduslik koht, kus temperatuur võib langeda alla -143 °C.

Termosfäär: ülemine atmosfäär

Mesosfäärile ja mesopausile järgneb termosfäär, mis asub 80–700 km kõrgusel planeedi pinnast ja sisaldab vähem kui 0,01% atmosfääri kesta koguõhust. Temperatuurid ulatuvad siin kuni +2000° C, kuid õhu tugeva hõrenemise ja soojuse ülekandmiseks vajalike gaasimolekulide puudumise tõttu tajutakse neid kõrgeid temperatuure väga külmadena.

Eksosfäär: atmosfääri ja ruumi piir

Umbes 700–10 000 km kõrgusel maapinnast asub eksosfäär – atmosfääri välisserv, mis piirneb kosmosega. Siin tiirlevad meteoroloogilised satelliidid ümber Maa.

Kuidas on lood ionosfääriga?

Ionosfäär ei ole eraldiseisev kiht ja tegelikult kasutatakse seda terminit 60–1000 km kõrgusel asuva atmosfääri tähistamiseks. See hõlmab mesosfääri ülemisi osi, kogu termosfääri ja osa eksosfäärist. Ionosfäär on saanud oma nime, kuna selles atmosfääri osas ioniseerub Päikese kiirgus, kui see läbib Maa magnetvälju kell ja . Seda nähtust vaadeldakse maa pealt virmalistena.

Päikesekiirte spektraalanalüüs näitas, et kõige rohkem on meie tähes vesinikku (73% tähe massist) ja heeliumi (25%). Ülejäänud elemendid (raud, hapnik, nikkel, lämmastik, räni, väävel, süsinik, magneesium, neoon, kroom, kaltsium, naatrium) moodustavad vaid 2%. Kõik Päikesel leiduvad ained eksisteerivad nii Maal kui ka teistel planeetidel, mis viitab nende ühisele päritolule. Päikese aine keskmine tihedus on 1,4 g/cm3.

Kuidas päikest uuritakse

Päike on "", millel on palju kihte, millel on erinev koostis ja tihedus, neis toimuvad erinevad protsessid. Inimsilmale tuttavas spektris tähte on võimatu jälgida, kuid nüüdseks on loodud teleskoobid, raadioteleskoobid ja muud seadmed, mis tuvastavad Päikese ultraviolett-, infrapuna- ja röntgenkiirgust. Maalt on kõige tõhusam vaatlus päikesevarjutuse ajal. Selle lühikese aja jooksul uurivad astronoomid üle maailma koroonat, prominente, kromosfääri ja mitmesuguseid nähtusi, mis esinevad ainsal sellisel üksikasjalikuks uurimiseks saadaoleval tähel.

Päikese struktuur

Koroon on Päikese väliskest. Sellel on väga madal tihedus, seetõttu on see nähtav ainult varjutuse ajal. Välisatmosfääri paksus on ebaühtlane, mistõttu tekivad sinna aeg-ajalt augud. Nende aukude kaudu tormab päikesetuul kosmosesse kiirusega 300-1200 m/s – võimas energiavoog, mis maa peal põhjustab virmalisi ja magnettorme.

Kromosfäär on gaasikiht, mille paksus ulatub 16 tuhande km-ni. Selles toimub kuumade gaaside konvektsioon, mis alumise kihi (fotosfääri) pinnalt jälle tagasi langevad. Just nemad “põlevad läbi” koroona ja moodustavad kuni 150 tuhande km pikkuseid päikesetuulevoogusid.

Fotosfäär on 500–1500 km paksune tihe läbipaistmatu kiht, milles esinevad tugevaimad kuni 1000 km läbimõõduga tuletormid. Fotosfääri gaaside temperatuur on 6000 °C. Nad neelavad energiat aluskihist ja vabastavad selle soojuse ja valguse kujul. Fotosfääri struktuur meenutab graanuleid. Katkestused kihis tajutakse täppidena Päikesel.

Konvektiivtsoon paksusega 125-200 tuhat km on päikese kest, milles gaasid vahetavad pidevalt energiat kiirgustsooniga, kuumenedes, tõustes fotosfääri ja jahtudes uuesti alla, et saada uus energiaportsjon.

Kiirgusvööndi paksus on 500 tuhat km ja tihedus väga suur. Siin pommitatakse ainet gammakiirgusega, mis muundatakse vähem radioaktiivseks ultraviolettkiirguseks (UV) ja röntgenikiirteks (X-ray).

Maakoor ehk tuum on päikese “boiler”, kus toimuvad pidevalt prootoni-prootoni termotuumareaktsioonid, tänu millele saab täht energiat. Vesinikuaatomid muutuvad heeliumiks temperatuuril 14 x 10 °C. Siin on titaanirõhk triljon kg kuupsentimeetri kohta.Igas sekundis muudetakse siin heeliumiks 4,26 miljonit tonni vesinikku.