Teave Päikese kohta. Huvitavad faktid Päikese kohta

Päike on meie kõik! See on kerge, soojus ja palju muud. Ilma Päikeseta poleks Maal elu. 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 pole meie tähte peaaegu näha isegi lähimas kosmoses. Päike on vaid üks keskmise suurusega ja massiga tähtedest ainuüksi meie galaktikas ehk Linnuteest leitud 100 miljardi tähe hulgas.

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

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

Päikese energia võimsus on umbes 386 miljardit megavatti ja see toodetakse vesiniku tuumade ühinemise protsessis, mida tavaliselt nimetatakse termotuumasünteesiks.

Kauges, kauges minevikus paistis Päike nõrgemini kui praegu. Pidevad kiirgusmaksimumide vaatlused mitme aastakümne jooksul on võimaldanud teadlastel järeldada, et Päikese heleduse suurenemine jätkub ka meie ajal. Seega on Päikese koguheledus viimase paari tsükliga kasvanud umbes 0,1%. Need muutused mõjutavad meie elu tohutult.

Lisaks meile nähtavale soojusenergiale ja valgusele kiirgab Päike kosmosesse hiiglaslikku laetud osakeste voogu, mida nimetatakse päikesetuuleks. See liigub läbi päikesesüsteemi kiirusega umbes 450 kilomeetrit sekundis.

Päikese vanus Teadlaste sõnul on see umbes 4,6 miljardit aastat. See annab suure tõenäosusega eeldada, et see eksisteerib praegusel kujul veel 5 miljardit aastat. Lõpuks neelab Päike Maa alla. Kui kogu vesinik on ära põlenud, elab Päike heeliumi põletades umbes 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 äärealadel, galaktika keskpunktist 24000-26000 valgusaasta kaugusel ja seetõttu kulub ühe täieliku tiirlemiseks ümber Linnutee keskpunkti 225-250 miljonit aastat.

Kaugus Päikesest Maani on aastaringselt erinev. 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 Maa 109 läbimõõduga.

Päikese pindala on võrdne 11990 Maa pinnaga.

Kui Päike oleks jalgpallipalli 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 suurune ala Päikese pinnal särab nagu 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 need kaks keha taevas ühesuurused.

Päikese täismaht mahutab 1,3 miljonit Maa-suurust planeeti.

99,86% kogu päikesesüsteemi massist on koondunud päikesesse. Päikese mass on 1 989 100 000 000 000 000 000 miljardit kg ehk 333 060 võrra rohkem kui Maa mass.

Päikese sisetemperatuur võib ulatuda 15 miljoni kraadini Celsiuse järgi. Päikese tuumas toodetakse energiat tuumasünteesi teel, kuna vesinik muudetakse 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, umbes 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 kuumast vesinikgaasist. Tänu oma liikuvusele pöörlevad Päikese erinevad osad erineva kiirusega. Et näha, kui kiiresti pind pöörleb, on vaja jälgida päikeselaikude liikumist selle pinna suhtes. Päikeselaikude ekvaatoril kulub ühe pöörde sooritamiseks 25 Maa päeva, poolustel päikeselaikude pöörlemiseks aga 36 päeva.

Päikese välisatmosfäär on selle pinnast kuumem. Päikese pinna temperatuur saavutab 6000 Kelvini kraadi. Kuid see on tegelikult palju vähem 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 krooniks ja 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 tüübi järgi kuulub ta kollasele kääbusele (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 need pöörlevad nagu tornaado Maal.

Kas päikese peal on vett? Üsna kummaline küsimus... Me ju teame, et Päikesel, vee põhielemendil, on palju vesinikku, aga selleks, et vett oleks, on vaja ka sellist keemilist elementi nagu hapnik. Mitte nii kaua aega tagasi avastas rahvusvaheline teadlaste meeskond, et Päike on vesi (täpsemalt veeaur).

päike ajaloos

Muistsed kultuurid püstitasid kivimonumente või muudetud kive, et tähistada päikese ja kuu liikumist, aastaaegade vaheldumisi, koostasid kalendreid ja arvutasid välja päikesevarjutused.

Hoolimata mõnede Vana-Kreeka mõtlejate õigest mõtlemisest, uskusid paljud, et Päike tiirleb ümber Maa, alustades Vana-Kreeka teadlasest Ptolemaiosest, kes võttis kasutusele "geotsentrilise" mudeli aastal 150 eKr.

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

Päikeseuuringud

1990. aastal käivitasid NASA ja Euroopa Kosmoseagentuur sondi Ulysses, et teha esimesi pilte päikese polaaraladest. 2004. aastal kogus NASA kosmoselaev Genesis päikesetuuleproove analüüsimiseks tagasi Maale.

Kuulsaim Päikest vaatlev kosmoseaparaat (käivitati detsembris 1995) on NASA ja ESA ehitatud päikese- ja heliosfäärivaatluskeskus SOHO, mis jälgib pidevalt Maale lugematuid fotosid saatvat valgustit. See loodi päikesetuule, aga ka Päikese väliskihtide ja selle sisestruktuuri uurimiseks. See kujutas maapinna all olevate päikeselaikude struktuuri, mõõdeti päikesetuule kiirendust, tuvastati koronaalaineid ja päikesetornaadosid, tuvastati üle 1000 komeedi ning võimaldas täpsemat kosmoseilmaennustust.

NASA uuem missioon on STEREO kosmoselaev. Tegemist on kahe 2006. aasta oktoobris startinud kosmoselaevaga. Need olid mõeldud Päikese aktiivsuse samaaegseks vaatamiseks kahest erinevast vaatepunktist, et luua Päikese tegevusest kolmemõõtmeline perspektiiv, mis võimaldab 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 keeruliste mustritena. Stanfordi ülikooli astronoomid on hoolikalt uurinud liikumist Päikese pinnal. Päikese helilainetel on tavaliselt väga madal vibratsioonisagedus, mida inimkõrv ei suuda tuvastada. Et kuulda oleks, on teadlased neid võimendanud 42 000 korda ja vajutanud mõneks sekundiks 40 päeva jooksul mõõdetud laineid.

Uurimisrühma juht ja Stanfordi päikesevõnkumiste meeskonna liige Aleksandr Kosovitšev on leidnud lihtsa viisi Päikese pinna vertikaalset liikumist mõõtvate seadmete andmete heliks teisendamiseks. Illinoisi ülikooli muusikaprofessor Stephen Taylor komponeeris sellele videole muusika helidega.

Meeskond kasutas uut meetodit vee spektri arvutamiseks päikeselaikude temperatuuridel. Alates 1995. aastast läbi viidud uurimistöös on töörühm registreerinud vee olemasolu – kindlasti mitte vedelal kujul, vaid auru kujul – päikeselaikude tumedates piirkondades. Teadlased võrdlesid kuuma vee infrapunaspektrit päikeselaikudega.

Päikeselaikude 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 teleskoobiga Päikest, pannes sellega aluse päikeselaikude ja päikesetsükli regulaarsele uurimisele, mis on kestnud juba üle nelja sajandi. Pärast 140 aastat 1749. aastal asus Šveitsi linnas Zürichis asuv üks Euroopa vanimaid vaatluskeskusi igapäevaselt päikeselaike jälgima, algul neid lihtsalt lugedes ja visandades ning hiljem Päikest pildistama. 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 piisava täpsusega hinnata päikeselaikude arvu ka neil juhtudel, kui kehvad vaatlustingimused ei võimalda kõiki väikeseid laike vahetult arvutada. Allpool on selliste arvutuste tulemused tohutu aja jooksul, alates 1749. aastast. Need näitavad selgelt, et päikeselaikude arv muutub perioodiliselt, moodustades päikese aktiivsuse tsükli, mille periood on umbes 11 aastat.

Praegu on vähemalt 2 organisatsiooni, kes üksteisest sõltumatult teostavad pidevaid päikesetsükli vaatlusi ja loendavad päikeselaikude arvu. 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 juhib päikeselaikude loendust USA riiklik ookeani- ja atmosfääriamet. Siin määratletud päikeselaikude arvu nimetatakse NOAA päikeselaikude arvuks.

Varaseimad päikeselaikude vaatlused 17. sajandi lõpus ehk nende süstemaatilise uurimise ajastu koidikul näitasid, et Päike oli sel ajal läbimas äärmiselt madala aktiivsusega perioodi. See Maunderi miinimumiks kutsutud periood kestis peaaegu sajandi, aastatel 1645–1715. Kuigi tolleaegseid vaatlusi ei tehtud nii hoolikalt ja süstemaatiliselt kui tänapäevaseid, peab teadusmaailm päikesetsükli läbimist läbi väga sügava miinimumi siiski usaldusväärselt kindlaks tehtud. Päikese ülimadala aktiivsuse periood vastab Maa ajaloo erilisele klimaatilisele perioodile, mida hakati nimetama "väikseks jääajaks".

Kõik, mis Päikesel toimub, mõjutab suuresti meie planeeti ja inimesi, kuid meid mõjutavad kaks plahvatuslikku päikesesündmust. Üks neist on päikesepursked, kus läbi väikese ala Päikese pinnal purunevad ootamatult kümnete miljonite kraadide pikkused kiirguslained, mis võivad telekommunikatsiooni ja satelliite keelata. Teist tüüpi nähtused on koronaalmassi väljutamine, mille käigus eraldub päikesekroonist miljoneid kilomeetreid tunnis kiirusega miljardeid tonne laetud energiaosakesi. Kui need massiivsed pilved sisenevad Maa kaitsvasse magnetosfääri, suruvad nad kokku magnetvälja jõujooned ja vallandavad atmosfääri ülakihtidesse miljoneid triljoneid vatti võimsust. See toob kaasa elektriliinide ülekoormuse, mille tulemuseks on katkestused ja kahjustused kõikidele tundlikele seadmetele ja kõikidele Maa orbiidil asuvatele objektidele.

Sageli esinevad need kaks nähtust koos, nagu juhtus 2003. aasta oktoobris. Tänu kaasaegsetele mõõteriistadele on selline sündmus varakult tuvastatav ja see võimaldab võtta vajalikke meetmeid.

SOHO ja Yohkohi andmete analüüs näitas, et kuuma päikesekrooni hiiglaslikud röntgenikiirte silmused pakuvad olulisi magnetilisi sidemeid päikeselaikude ja Päikese magnetpooluste vahel. Need hiiglaslikud aasad 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 päikeselaikudest energia vabanemisega, mis toimub iga 1-1,5 aasta järel 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.

Päikeselaikude 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.

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.

Vaatluste ajaloo võimsaim oli 1859. aasta geomagnetiline torm – sündmuste kompleksi, mis hõlmab nii geomagnetilist tormi kui ka selle põhjustanud võimsaid aktiivseid nähtusi Päikesel, nimetatakse mõnikord ka "Carringtoni sündmuseks", mida kirjanduses nimetatakse. kutsuti "Päikese supertormiks".

Kõige võimsamat magnettormi täheldas inimkond augustis 1972. See oli kiire, intensiivne ja suur, kuid kõige olulisem, mis selle ajalooliseks nähtuseks muutis, oli selle magnetvälja polariseerumine – Maa vastas. Kui selle magnetväli tabab Maa magnetvälja, ühinevad need kaks välja ja suunduvad tohutu vooluna atmosfääri ülemisse kihti. Elektriseadmed, telegraaf, telekommunikatsioon lülitati välja olulises osas Euroopast ja Ameerikast.

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

Muud päikese faktid

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 taskukohasemaid meetodeid inimeste tervisehäirete raviks. Pole ime, et öeldakse, 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 peamiselt 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, säilitavad ja neelavad lühema lainepikkusega kiired ainult atmosfääri läbivaid pikema lainepikkusega kiireid, milleks on punased, oranžid ja kollased kiired. Suures koguses tolmu ja mustust ja isegi peatada kollane tuli, ja ainult punane rist.

Punast taevast on eriti hästi näha vulkaanipursete ajal.

Päikesetõus on lummav vaatepilt. Justkui kõigist pimedusejõududest hoolimata hõljub helepunane ketas aeglaselt ja majesteetlikult silmapiiri tagant välja. Päike on valgus, soojus, elu!

Ühe jumaluse tuhanded nimed

Enamikus kultuurides on päevavalgus alati olnud kesksel kohal. Päike on eluandva ja loova energia kehastus. Vana-Egiptuse jumalate panteoni juhtis päikesejumal Ra, keda kujutati pistrikupeaga mehena. Ta mõjutas kõike, mis Egiptusemaal juhtus: aastaaegade vaheldumine, päev ja öö, loodus- ja ilmamuutused, inimeste igapäevaelu. Vana-Egiptuse vaaraode jõudu peeti kõigutamatuks, sest nad olid "Päikese lapsed". Vana-Kreeka poeet Homeros kiitis oma hümnides pimestavat päikesejumal Heliost ja tema tulist vankrit, andes valgust kõigele elavale.

Igal rahvusel olid jumaliku valgusti jaoks oma nimed, tema kohta oma müüdid, jutud ja legendid, mis olid läbi imbunud sügavast aukartusest ja siirast armastusest.

Kas päike on täht või planeet?

5. sajandil eKr e. süüdistati jumalate rüvetamises ja imekombel surmanuhtlusest pääsemises filosoof Anaxagoras, kes väidab, et Päike on tulikuum plokk, aeti Ateenast häbiväärselt välja. Aristarhos Samosest (310-230 eKr) tegi esmalt ettepaneku, et planeedid ja Maa tiirlevad ümber Päikese. Kuid peaaegu tuhandeks aastaks kujunes Nikaia Hipparkhose (190–126 eKr) pakutud maailmapilt kinni. Aastatuhande koidikul põhjendati seda matemaatiliselt Ptolemaiose (100-170) teoses "Almagest" ja sai oma nime. Ptolemaiose süsteemi järgi asub Maa universumi keskmes, mille ümber tiirlevad taevasfäärid. Üldiselt on geo- ja heliotsentrismi võitlus omaette vestlus! Lihtsalt faktid: meile tuttava maailmakorra kirjelduse sõnastas 16. sajandil Poola astronoom N. Copernicus (teos ilmus 1543), kuid lõpliku kinnituse sai see süsteem alles 1687. aastal tänu Sir Newtonile ja tema teooria.

Kas päike on täht või planeet? Kuna "planeet" tähendab vanakreeka keeles "rändavat tähte", pidasid tolleaegsed astronoomid valgustit üheks seitsmest teadaolevast taevakehast, mis muudavad oma asukohta tähtede vahel, see tähendab planeeti. Oletust, et Päike on tavaline täht, on korduvalt väljendanud erinevad teadlased. Arutlustele pani punkti saksa füüsik J. Fraunhofer, võrreldes 1824. aastal mõne tähe ja Päikese spektriandmeid.

Üks paljudest. Peamised seaded

Mis on siis Päike tänapäeva mõistes? See on ainus täht, mis asub meie planeedisüsteemi keskel ja moodustab 99,86% selle kogumassist. Keskmine kaugus Maast Päikeseni on 149 450 tuhat km. Tähe läbimõõt on enam kui 100 korda suurem meie planeedi läbimõõdust ja on 1390,6 tuhat km (suurem kui Kuu orbiit). Päikese tiheduse keskmine väärtus ületab vaid veidi vee tihedust ja võrdub 1,41 g/cm 3 . Gravitatsioonijõud on 28 korda suurem kui Maa oma.

Vesinik moodustab 73% tähe kogumassist, 25% - heelium. Muude elementide sisaldus on umbes 2%.

Päikese spektraalomadused identifitseerivad meie valgusti G2V klassi tähena (populaarses kirjanduses nimetatakse seda rühma kollasteks või oranžideks kääbusteks).

Kuidas on tähed paigutatud?

Teadlaste sõnul võib Päikese sisemise struktuuri keskmest eemaldudes jagada neljaks piirkonnaks:

Tuum on kiirgusenergia tootmise peamine piirkond. See ulatub peaaegu kolmandikuni kuuma gaasipalli raadiusest (0-0,3R). Siin on gaasi tihedus tohutu – 150 g/cm 3 . Temperatuur on umbes 15×10 6 ˚K, rõhk 2×10 8 Pa.
Kiirgusenergia ülekandetsoon (0,3-0,7R). Kogu tekkiv energia kantakse kiirgussoojusülekande (korduvad neeldumis-, peegeldumis-, emissiooni-, energiaülekandeprotsessid) kaudu väliskihtidesse. Sel juhul temperatuur järk-järgult langeb (kuni 2 × 10 6 K˚) ja kiirguse lainepikkus suureneb. Selle tsooni läbimiseks kulub elektromagnetilise kiirguse kvanti, footoni jaoks kuni 170 tuhat aastat.
konvektsiooni tsoon. Ulatub pinnale. Energia ülekandmine toimub gaaside segamise teel. Temperatuuri langus toimub intensiivsemalt ja ulatub pinna poole 5800˚K-ni.

Atmosfääri väliskihid

Kuidas teha kindlaks, kus on gaasist ja atmosfäärist koosneva keha piirid? Tähtede puhul mõistetakse atmosfääri kui piirkonda, kust kiirgus võib vabalt kosmosesse pääseda. Esimene välimine kiht on fotosfäär (300-400 km). See on see, mida me tajume päikeseketta nähtava pinnana. Suure suurenduse korral on selle rakustruktuuri lihtne märgata. Rakud või graanulid on konvektsioonivoolude väljundid. Mõnikord aeglustavad kontsentreeritud magnetväljad ioniseeritud gaasi vertikaalseid voogusid, segunemine aeglustub ning nähtavale pinnale tekivad madala temperatuuriga (4500˚K) ja heledusega piirkonnad. Nii tekivad "laigud". Suurimat neist on näha isegi palja silmaga (loomulikult läbi valgusfiltri). Päikeselaigud jälgivad päikese pöörlemist ümber oma telje. Nurkkiirused on erinevatel laiuskraadidel erinevad. Ekvatoriaalpiirkondade puhul on periood 25 päeva.

Atmosfääri ülemisi kihte (kronosfäär ja päikesekroon) saab näha ainult täieliku päikesevarjutuse ajal või spetsiaalsete instrumentide abil.

Päikese energiaallikas

Kaasaegne helioseismoloogia määrab meie tähe vanuseks 4,6 miljardit aastat. Millised nii pika eksistentsi allikad peidavad endas tuliseid sügavusi? Mis on Päike energiaallikana?

Iga sekund kiirgab Päike maailmaruumi 100 000 korda rohkem energiat, kui inimkond on kogu oma eksisteerimise aja jooksul tootnud. Kui kogu meie tähe maht oleks täidetud kivisöega, piisaks sellisest kütusevarust tavalise intensiivsusega kiirgusega 5 tuhandeks aastaks. Ka keemilised protsessid ja gravitatsiooniline vastastikmõju ei sobi "pikaajalise" energiaallika rolli.

Ja alles pärast aatomi lagunemise ja ühinemise avastamist pakkus Ameerika astrofüüsik H. Bethe välja, et Päike on looduslik termotuumareaktor. Protsessi olemus taandub heeliumi tuuma moodustumisele neljast vesiniku tuumast (prootonitest) koos energia vabanemisega (Nobeli füüsikaauhind, 1967).

Põle, põle, mu täht!

Ja kui kogu vesinik on ära kasutatud, mis juhtub Maaga? Inimkond ei pea planeedi pärast muretsema. Päike on oma tähe elutsükli keskel. Vesiniku läbipõlemisel kiirguse intensiivsus järk-järgult suureneb, kuid inimestele on tagatud vähemalt miljard aastat mugavat eksistentsi. Tähe järgneva laienemise apokalüptiliste piltide kirjeldus ei ole selle artikli eesmärk.

Igapäevast päikesetõusu vaadates nautigem selle valgust ja soojust, hindame elu, armastame ja hooligem üksteisest.

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 tähel, mis on selliseks üksikasjalikuks uurimiseks saadaval.

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.

(lat. Sol) - ainus täht riigis. ja veel seitse tiirlevad ümber päikese. Lisaks neile tiirlevad ümber Päikese komeedid, asteroidid ja muud väikesed objektid.

Päike on nagu täht

Päike on päikesesüsteemi keskne ja massiivne keha. Selle mass on ligikaudu 333 000 korda suurem kui Maa mass ja 750 korda suurem kui kõigi teiste planeetide mass. Päike on võimas energiaallikas, mida ta pidevalt kiirgab kõigis elektromagnetlainete spektri osades – röntgeni- ja ultraviolettkiirgusest kuni raadiolaineteni. See kiirgus mõjutab kõiki Päikesesüsteemi kehasid: soojendab neid, mõjutab planeetide atmosfääre ning annab eluks Maal vajalikku valgust ja soojust.

Üheskoos on Päike meile lähim täht, milles saab erinevalt kõigist teistest tähtedest vaadelda ketast, millel saab teleskoobi abil uurida kuni mitmesaja kilomeetri suurusi pisidetaile. See on tüüpiline täht, nii et selle uurimine aitab mõista tähtede olemust üldiselt. Tähtede klassifikatsiooni järgi on Päikesel spektriklass G2V. Populaarses kirjanduses liigitatakse Päike üsna sageli kollaseks kääbuseks.

Päikese näiv nurkdiameeter muutub mõnevõrra Maa orbiidi elliptilisuse tõttu. Keskmiselt on see umbes 32 tolli ehk 1/107 radiaani, st Päikese läbimõõt on 1/107 AU ehk ligikaudu 1 400 000 km.

Päikese struktuur

Nagu kõik tähed, on ka Päike kuum gaasipall. Keemiline koostis (vastavalt aatomite arvule) määratakse päikesespektri analüüsi põhjal:

vesinik on umbes 90%,
heelium - 10%,
muud elemendid - vähem kui 0,1%.

Päikesel olev aine on tugevalt ioniseeritud, s.t. aatomid kaotasid oma välised elektronid ja muutusid koos nendega ioniseeritud gaasi – plasma – vabadeks osakesteks.

Päikese aine keskmine tihedus on ρ ≈ 1400 kg/m³. See väärtus on lähedane vee tihedusele ja tuhat korda suurem kui õhu tihedus Maa pinnal. Kuid Päikese väliskihtides on tihedus miljoneid kordi väiksem ja keskel - 100 korda suurem kui keskmine.
Arvutused, mis võtavad arvesse tiheduse ja temperatuuri tõusu keskme suunas, näitavad, et Päikese keskpunktis on tihedus umbes 1,5 × 10 5 kg / m³, rõhk on umbes 2 × 10 18 Pa ja temperatuur on umbes 15 miljonit K.

Sellel temperatuuril on vesinikuaatomite tuumad (prootonid ja deuteronid) väga suure kiirusega (sadu kilomeetreid sekundis) ja võivad üksteisele läheneda, hoolimata elektrostaatilise tõukejõu toimest. Mõned kokkupõrked lõppevad tuumareaktsioonidega, mille tulemusena tekib vesinikust heelium ja vabaneb märkimisväärne kogus energiat, mis muundub soojuseks. Need reaktsioonid on Päikese energia allikaks selle arengu praeguses etapis. Selle tulemusena suureneb heeliumi hulk tähe keskosas järk-järgult ja vesinik väheneb.

Päikese soolestikus tekkiv energiavoog kandub üle väliskihtidesse ja jaotub üha suuremale alale. Selle tulemusena väheneb päikeseplasma temperatuur keskpunktist kaugenedes. Sõltuvalt temperatuurist ja protsesside olemusest, mis määratakse kindlaks, võib Päikese jagada neljaks osaks:

sisemine, keskosa (tuum), kus rõhk ja temperatuur tagavad tuumareaktsioonide kulgemise, ulatub see keskpunktist kuni
kaugus umbes 1/3 raadiusest
kiirgustsoon (kaugus 1/3 kuni 2/3 raadiusest), milles energia kandub väljapoole elektromagnetilise energia kvantide järjestikuse neeldumise ja emissiooni tulemusena;
konvektiivne tsoon - "kiirgava" tsooni ülemisest osast peaaegu kuni Päikese nähtava pinnani. Siin langeb temperatuur valgusti nähtavale pinnale lähenedes kiiresti, mille tulemusena suureneb neutraalsete aatomite kontsentratsioon, aine muutub läbipaistvamaks, kiirguse ülekanne muutub vähem efektiivseks ning soojus kandub üle peamiselt segunemise tõttu. ainest (konvektsioon), mis sarnaneb vedeliku keetmisega anumas, mida kuumutatakse altpoolt;
päikeseatmosfäär, mis algab vahetult konvektiivtsooni taga ja ulatub kaugele nähtavale Päikese kettale. Atmosfääri alumine kiht on fotosfäär, õhuke gaasikiht, mida me tajume Päikese pinnana. Atmosfääri ülemised kihid ei ole olulise haruldase tõttu otseselt nähtavad, neid saab jälgida kas täieliku päikesevarjutuse ajal või spetsiaalsete instrumentide abil.

Päikese atmosfäär ja päikese aktiivsus

päikesesähvatus

Päikese atmosfääri võib tinglikult jagada mitmeks kihiks.
Atmosfääri sügavat kihti, mille paksus on 200-300 km, nimetatakse fotosfääriks (valgussfääriks). Peaaegu kogu spektri nähtavas osas vaadeldav energia eraldub sellest.

Fotod fotosfäärist näitavad selgelt selle peent struktuuri heledate "teradena" - umbes 1000 km suuruste graanulite kujul, mida eraldavad kitsad tumedad pilud. Seda struktuuri nimetatakse granuleerimiseks. See on gaaside liikumise tulemus, mis toimub atmosfääri all asuvas Päikese konvektiivtsoonis.

Fotosfääris, nagu ka Päikese sügavamates kihtides, langeb temperatuur keskpunktist kaugenedes, varieerudes ligikaudu 8000–4000 K: fotosfääri välimised kihid jahtuvad nendelt tuleva kiirguse tõttu planeetidevahelisse ruumi.

Päikese nähtava kiirguse spektris on see fotosfääris peaaegu täielikult moodustunud, tumedad neeldumisjooned vastavad temperatuuri langusele väliskihtides. Neid nimetatakse Fraunhoferiks saksa optiku I. Fraunhoferi (1787-1826) auks, esimest korda visandas ta 1814. aastal mitusada sellist rida. Samal põhjusel (temperatuuri langus Päikese keskpunktist) paistab päikeseketas serva poole tumedam.

Fotosfääri ülemistes kihtides on temperatuur umbes 4000 K. Sellel temperatuuril ja tihedusega 10 -3 -10 -4 kg / m³ muutub vesinik praktiliselt neutraalseks. Ioniseeris ainult umbes 0,01% aatomitest, peamiselt metallid.

Kuid kõrgemal atmosfääris hakkab temperatuur ja koos sellega ionisatsioon taas tõusma, alguses aeglaselt ja seejärel väga kiiresti. Päikese atmosfääri seda osa, milles temperatuur tõuseb ning vesinik, heelium ja teised elemendid järjestikku ioniseeritakse, nimetatakse kromosfääriks, selle temperatuur on kümneid ja sadu tuhandeid kelvineid. Säravalt roosa äärise kujul on kromosfäär nähtav pimeda ketta ümber harvadel täielike päikesevarjutuste hetkedel. Kromosfääri kohal on päikesegaaside temperatuur 10 6 - 2 × 10 6 K ja siis see paljude Päikese raadiuste ulatuses peaaegu ei muutu. Seda haruldast ja kuuma kesta nimetatakse päikesekrooniks. Kiirgava pärlmuttersära kujul võib seda jälgida Päikesevarjutuse täieliku faasi ajal, siis pakub see ebatavaliselt ilusat vaatepilti. "Aurudes" planeetidevahelisse ruumi, moodustab koroonagaas kuuma haruldase plasma voo, voolab pidevalt Päikesest ja seda nimetatakse päikesetuuleks.

Kromosfääri ja koronaat on kõige parem vaadelda satelliitidelt ja tiirlevatest kosmosejaamadest ultraviolett- ja röntgenikiirguses.
Aeg mõnes fotosfääri osas suurenevad graanulitevahelised tumedad vahed, moodustuvad väikesed ümarad poorid, osadest arenevad suured tumedad laigud, mida ümbritseb nibu, mis koosnevad piklikest, radiaalselt piklikest fotosfäärilistest graanulitest.

Päikeselaike läbi teleskoobi jälgides märkas Galileo, et need liiguvad mööda nähtavat Päikese ketast. Selle põhjal järeldas ta, et Päike pöörleb ümber oma telje. Tähe pöörlemise nurkkiirus väheneb ekvaatorilt poolustele, ekvaatori punktid teevad täistiiru 25 päevaga ja pooluste lähedal pikeneb Päikese pöördeperiood 30 päevani. Maa liigub oma orbiidil Päikesega samas suunas. Seetõttu on maise vaatleja suhtes selle pöörlemise periood pikem ja täpp päikeseketta keskel läbib 27 päeva pärast taas Päikese keskmeridiaani.

Huvitavaid fakte

Päikese keskmine tihedus on vaid 1,4 g/cm³, s.o. võrdne Surnumere vee tihedusega.
Iga sekund kiirgab Päike 100 000 korda rohkem energiat, kui inimkond on kogu oma ajaloo jooksul tootnud.
Päikese erikulu (massiühiku kohta) on vaid 2 × 10 -4 W / kg, s.o. umbes sama, kui hunnik mäda lehti.
8. aprillil 1947 registreeriti Päikese lõunapoolkera pinnal kogu vaatlusaja suurim päikeselaikude kogunemine.
Selle pikkus oli 300 000 km ja laius 145 000 km. See oli umbes 36 korda suurem kui Maa pindala ja seda oli päikeseloojangul palja silmaga hõlpsasti näha.
Peruu uus valuuta (uus sol) on saanud nime Päikese järgi

Päike, päikesesüsteemi keskne keha, on kuum gaasipall. See on 750 korda massiivsem kui kõik teised päikesesüsteemi kehad kokku. Seetõttu võib laias laastus arvata, et kõik päikesesüsteemis tiirleb ümber päikese. Päike kaalub Maa üle 330 000 korra. Päikese läbimõõdule võiks paigutada 109 planeedist koosneva ahela nagu meie oma. Päike on Maale lähim täht ja ainus täht, mille ketas on palja silmaga nähtav. Kõik teised tähed, mis on meist valgusaastate kaugusel, ei paljasta isegi kõige võimsamate teleskoopide kaudu vaadatuna oma pinna detaile. Päikesest tulev valgus jõuab meieni 8 ja kolmanda minutiga.

Päike sööstab Heraklese tähtkuju suunas orbiidil ümber meie galaktika keskpunkti, ületades iga sekundiga üle 200 km. Päikest ja Galaktika keskpunkti eraldab 25 000 valgusaasta pikkune kuristik. Sarnane kuristik asub Päikese ja Galaktika äärealade vahel. Meie täht asub galaktika tasapinna lähedal, mitte kaugel ühe spiraali haru piirist.

Päikese suurus (läbimõõt 1392 000 km) on Maa standardite järgi väga suur, kuid astronoomid nimetavad teda samal ajal kollaseks kääbuseks – tähtede maailmas ei paista Päike millegi erilisega silma. Kuid viimastel aastatel on üha rohkem argumente meie Päikese ebatavalisuse poolt. Eelkõige kiirgab Päike vähem ultraviolettkiirgust kui teised sama tüüpi tähed. Päikesel on suurem mass kui sarnastel tähtedel. Lisaks nähakse neid Päikesele väga sarnaseid tähti ebaühtluses, nad muudavad oma heledust ehk on muutlikud tähed. Päike ei muuda oma heledust märgatavalt. Kõik see pole põhjus uhkuseks, vaid põhjalikumate uuringute ja tõsiste kontrollide aluseks.

Päikese kiirgusvõimsus on 3,8 * 1020 MW. Maale jõuab vaid pool miljardindikku Päikese koguenergiast. Kujutage ette olukorda, kus 15 tüüpkorterit suurusega 45 ruutmeetrit. üle ujutatud veega laeni. Kui see kogus vett on kogu Päikese väljund, on Maal vähem kui teelusikatäis. Kuid just tänu sellele energiale toimub Maal veeringe, puhuvad tuuled, elu on arenenud ja arenemas. Kogu fossiilsetes kütustes (nafta, kivisüsi, turvas, gaas) peituv energia on samuti algselt Päikese energia.

Päike kiirgab oma energiat kõigil lainepikkustel. Aga teistmoodi. 48% kiirgusenergiast on spektri nähtavas osas ja maksimum vastab kollakasrohelisele värvusele. Ligikaudu 45% Päikese kaotatud energiast viiakse infrapunakiirte abil minema. Gamma-, röntgen-, ultraviolett- ja raadiokiirgus moodustavad vaid 8%. Päikese kiirgus nendes vahemikes on aga nii tugev, et on väga märgatav isegi sadade päikeseraadiuste kaugusel. Magnetosfäär ja Maa atmosfäär kaitsevad meid päikesekiirguse kahjulike mõjude eest.

Päikese peamised omadused

Kaal	1,989*10 30 kg
Mass (Maa massides)	332,830
Raadius ekvaatoril	Läbisõit 695000 km
Raadius ekvaatoril (Maa raadiuses)	108,97
Keskmine tihedus	1410 kg/m 3
Sidereaalne päeva kestus (rotatsiooniperiood)	25,4 päeva (ekvaator) - 36 päeva (poolused)
Teise ruumi kiirus (põgenemiskiirus)	618,02 km/s
Kaugus galaktika keskpunktist	25 000 valgusaastat
Revolutsiooni periood galaktika keskpunkti ümber	~200 miljonit
Liikumiskiirus galaktika keskpunkti ümber	230 km/s
Pinna temperatuur	5800–6000 K
Heledus	3,8 * 10 26 W(3,827*10 33 erg/sek)
Eeldatav vanus	4,6 miljardit aastat
Absoluutne suurusjärk	+4,8
Suhteline suurusjärk	-26,8
Spektriklass	G2
Klassifikatsioon	kollane kääbus
Keemiline koostis (aatomite arvu järgi)
Vesinik	92,1%
Heelium	7,8%
Hapnik	0,061%
Süsinik	0,030%
Lämmastik	0,0084%
Neoon	0,0076%
Raud	0,0037%
Räni	0,0031%
Magneesium	0,0024%
Väävel	0,0015%
muud	0,0015%