Päikese struktuur ja atmosfäär. päikese tuul

Kaal: 1,99×10 30 kg;

Läbimõõt: 1 392 000 km;

Maht: 1,41 × 10 18 km³;
Pindala: 6,08 × 10 12 km²;

Keskmine tihedus: 1409 kg/m³;
Spektriklass: G2V;
Pinna temperatuur: 5778 K;
Südamiku temperatuur: 13 500 000 K;

Heledus: 3,88 × 10 26 W;
Galaktika aasta:230-250 miljonit aastat;

Vanus: umbes 5 miljardit aastat;

Kaugus Maast: 149,6 miljonit km.

Läbi inimtsivilisatsiooni ajaloo on Päike olnud paljudes kultuurides kummardamise objekt. aastal eksisteeris päikesekultus Vana-Egiptus, kus päikesejumalaks oli Ra. Vanadel kreeklastel oli päikesejumal Helios, kes legendi järgi sõitis iga päev oma vankriga üle taeva. Kreeklased uskusid, et Helios elas idas kaunis palees, mida ümbritsevad aastaajad – suvi, talv, kevad ja sügis. Kui Helios hommikul oma paleest lahkub, kustuvad tähed, öö annab teed päevale. Tähed ilmuvad taevasse uuesti, kui Helios kaob läände, kus ta siirdub vankrilt kaunile paati ja sõidab üle mere päikesetõusupaika. Vana-Vene paganlikus panteonis oli kaks päikesejumalust - Khors (tegelik personifitseeritud päike) ja Dazhdbog. Isegi tänapäeva inimesele, tuleb vaid vaadata Päikest ja ta hakkab aru saama, kui sõltuv ta sellest on. Lõppude lõpuks, kui poleks maailmatähte, siis vajalikku soojust bioloogiline areng ja elu. Meie Maa muutuks sajandeid külmunud jääplaneediks, sarnane olukord lõuna- ja põhjapoolkeral oleks kogu maailmas.

Meie Päike on tohutu helendav gaasipall, mille sees toimuvad keerulised protsessid ja selle tulemusena vabaneb pidevalt energiat. Päikese sisemahu võib jagada mitmeks piirkonnaks. Neis sisalduv aine erineb oma omaduste poolest ning energia levib erinevate füüsikaliste mehhanismide kaudu. Keskosas Päike seal on selle energiaallikas ehk piltlikult öeldes see “pliit”, mis soojendab ja ei lase jahtuda. Seda piirkonda nimetatakse tuumaks. Väliskihtide raskuse all surutakse Päikese sees olev aine kokku ja mida sügavamale, seda tugevam. Selle tihedus suureneb keskpunkti suunas koos rõhu ja temperatuuri tõusuga. Südamikus, kus temperatuur ulatub 15 miljoni Kelvinini, vabaneb energia. See energia vabaneb kergete keemiliste elementide aatomite liitmisel raskemate aatomiteks. Päikese sügavustes moodustub neljast vesinikuaatomist üks heeliumiaatom. See on see kohutav energia, mida inimesed on õppinud plahvatuse ajal vabastama. vesinikupomm. On lootust, et lähitulevikus on inimestel võimalik õppida seda rahumeelsel otstarbel kasutama. Südamiku raadius on ligikaudu 150-175 tuhat km(25% Päikese raadiusest). Pool päikese massist on koondunud selle ruumalasse ja vabaneb peaaegu kogu energia, mis toetab Päikese sära. Iga Päikese keskpunkti sekundi kohta umbes 4,26 miljonit tonni ainet. See on nii tohutu energia, et kui kogu kütus on ära kasutatud (vesinik muutub täielikult heeliumiks), jätkub sellest elutegevuseks veel miljoneid aastaid.

KOOS Päikese kolmekordsus. Päikese keskmes on päikese tuum.

Fotosfäär on Päikese nähtav pind

mis on peamine kiirgusallikas. Päike

ümbritsetud päikesekrooniga, mille temperatuur on väga kõrge,

see on aga äärmiselt haruldane, nii et see on relvastamata nähtav

silmaga ainult täieliku päikesevarjutuse perioodidel.

Päikese temperatuuri ligikaudne jaotus
õhkkond kuni tuumani

Päikeseenergia

Miks Päike paistab ja ei jahtu miljardeid aastaid? Milline "kütus" annab sellele energiat? Teadlased on neile küsimustele vastuseid otsinud sajandeid ja alles 20. sajandi alguses. õige lahendus leitud. Nüüdseks on teada, et Päike, nagu ka teised tähed, särab tema sügavustes toimuvate termotuumareaktsioonide tõttu.Peamine Päikese moodustav aine on vesinik, mis moodustab umbes 71% tähe kogumassist. Peaaegu 27% kuulub heeliumile ja ülejäänud 2% pärineb raskematest elementidest nagu süsinik, lämmastik, hapnik ja metallid. Peamine "kütus" Päikeses on vesinik. Neljast vesinikuaatomist moodustub transformatsioonide ahela tulemusena üks heeliumi aatom. Ja igast reaktsioonis osalevast vesinikugrammist 6 × 10 11 J energiat! Maal piisaks sellest energiahulgast 1000 m 3 vee soojendamiseks temperatuurilt 0 °C keemistemperatuurini. Tuumas ühinevad kergete vesinikuelementide aatomite tuumad raskema vesinikuaatomi tuumaks (sellist tuuma nimetatakse deuteeriumiks). Uue tuuma mass on oluliselt väiksem nende tuumade kogumassist, millest see tekkis. Ülejäänud mass muudetakse energiaks, mille reaktsiooni käigus eralduvad osakesed kannavad. See energia muundatakse peaaegu täielikult soojuseks.Selliste transformatsiooniahelate tulemuseks on kahest prootonist ja kahest neutronist koosneva uue tuuma tekkimine - heeliumi tuum.Seda vesiniku heeliumiks muundamise termotuumareaktsiooni nimetatakse prooton-prootoniks, kuna see algab kahe vesinikuaatomi tuuma-prootonite lähedasest lähenemisest.

Vesiniku heeliumiks muutumise reaktsioon on vastutav selle eest, et Päikese sees on nüüd palju rohkem heeliumi kui selle pinnal. Loomulikult tekib küsimus: mis juhtub Päikesega, kui kogu selle tuumas olev vesinik põleb läbi ja muutub heeliumiks, ja kui kiiresti see juhtub? Selgub, et umbes 5 miljardi aasta pärast väheneb vesiniku sisaldus Päikese tuumas nii palju, et selle "põlemine" algab tuuma ümbritsevas kihis. See toob kaasa "puhitus" päikese atmosfäär, Päikese suuruse suurenemine, temperatuuri langus pinnal ja selle tuuma suurenemine. Päike muutub järk-järgult punaseks hiiglaseks - suhteliselt külmaks tohutu suurusega täheks, mis ületab oma orbiidi piire. Päikese elu see ei lõpe sellega, see läbib veel palju muutusi, kuni lõpuks muutub see külmaks ja tihedaks gaasipalliks, mille sees enam ei esine. termotuumareaktsioonid.

Umbes selline näeb Päike Maa pinnalt läbi

5 miljardit aastat, mil tuumas olev vesinik on täielikult ära kasutatud. Päike

muutub punaseks hiiglaseks, mille tuum on tugevalt kokku surutud,

ja väliskihid on üsna tühjenenud olekus.

Meie täht on nii suur. et see mahub umbes

1 300 000 Maa mahtu. Päikese ümbermõõt ekvaatoril

on 4,37 miljonit km (näiteks Maa on 40 000 km)

Kuidas Päike tekkis

Nagu kõik tähed, tekkis ka meie Päike tähtedevahelise aine (gaas ja tolm) pikaajalise kokkupuute tagajärjel. Algselt oli täht kerasparv, mis koosnes peamiselt vesinikust. Seejärel hakkasid vesinikuaatomid gravitatsioonijõudude mõjul üksteise vastu suruma, tihedus suurenes ja selle tulemusena tekkis parajalt kokkusurutud tuum. Hetkel, mil süttib esimene termotuumareaktsioon, algab tähe ametlik sünd.

Sama massiivne täht kui Päike, peaks eksisteerima kokku umbes 10 miljardit aastat. Seega on Päike praegu ligikaudu oma elutsükli keskel (hetkel on tema tagasipöördumine umbes 5 miljardit aastat). 4-5 miljardi aasta pärast muutub see punaseks hiidtäheks. Kui südamikus olev vesinikkütus läbi põleb, laieneb selle välimine kest ning südamik tõmbub kokku ja kuumeneb. Umbes aastal 7,8 miljardit aastat kui temperatuur südamikus jõuab ligikaudu 100 miljonit K, algab selles heeliumist süsiniku ja hapniku sünteesi termotuumareaktsioon. Selles arengufaasis põhjustavad temperatuuri ebastabiilsused Päikese sees tõsiasja, et see hakkab massi kaotama ja oma kesta maha heitma. Ilmselt jõuavad paisuvad Päikese väliskihid sel ajal Maa tänapäevasele orbiidile. Samal ajal näitavad uuringud, et juba enne seda hetke viib Päikese massikadu selleni, et see liigub Päikesest kaugemal asuvale orbiidile ja väldib seeläbi päikeseplasma väliskihtide neeldumist.

Sellest hoolimata muutub kogu vesi Maal gaasiliseks ja suurem osa sellest hajub avakosmosesse. Päikese temperatuuri tõus sel perioodil on selline, et järgmisel 500–700 miljonit aastat Maa pind on liiga kuum, et toetada elu sellisel kujul, nagu me seda praegu tunneme.

Pärast Päike läbib faasi punane hiiglane, põhjustavad termilised pulsatsioonid selle, et selle väliskest rebeneb ära ja sellest moodustub planetaarne udukogu. Selle udukogu keskele jääb Päikese väga kuumast tuumast moodustunud valge kääbustäht, mis järk-järgult jahtub ja tuhmub paljude miljardite aastate jooksul.

Peaaegu kogu oma elutsükli jooksul ilmub Päike
nagu täht kollane, sellise heledusega, millega oleme harjunud

Päike valgustab ja soojendab meie planeeti, ilma selleta poleks see elu võimalik mitte ainult inimestele, vaid ka mikroorganismidele. Meie täht on Maal toimuvate protsesside peamine (kuigi mitte ainus) mootor. Kuid Maa ei saa Päikeselt mitte ainult soojust ja valgust. Erinevat tüüpi päikesekiirgus ja osakeste vood mõjutavad tema elu pidevalt. Päike saadab Maale elektromagnetlaineid kõigist spektri piirkondadest – alates mitmekilomeetristest raadiolainetest kuni gammakiirgusteni. Planeedi atmosfääri jõuavad ka erineva energiaga laetud osakesed - nii kõrged (päikese kosmilised kiired kui ka madalad ja keskmised (päikesetuule vood, rakettide heitmed). Planeetidevahelisest ruumist saabub aga väga väike osa laetud osakestest () ülejäänud suunavad geomagnetvälja kõrvale või viivitavad) Kuid nende energiast piisab aurora ja häirete tekitamiseks. magnetväli meie planeedist.

Päike asub kaugusel 149,6 miljonit km. Just seda suurust nimetatakse astronoomias tavaliselt astronoomiliseks ühikuks (a.e). Kui meie täht hetkel äkki kustub, siis ei saa me sellest teada nii kaua kui 8,5 minutit – täpselt nii kulub päikesevalguse liikumiseks Päikeselt Maale kiirusega 300 000 km/s. Meie asukoht on kõige soodsam sünniks vajaliku kliima hoidmiseks bioloogiline elu . Kui Maa oleks Päikesele kasvõi natukenegi lähemal kui praegu, siis meie planeet põleks kuumusest ära ning veeringe looduses katkeks ning kõik elusolendid lakkaksid olemast. Sel ajal iseloomustaks planeedi kaugust Päikesest uskumatu temperatuuri langus, vee külmumine ja uue jääaeg

. Mis lõppkokkuvõttes tooks kaasa kõigi planeedi organismide täieliku väljasuremise.

> Millest Päike koosneb? Uuri välja millest päike tehtud on

: tähe ehituse ja koostise kirjeldus, keemiliste elementide loetelu, kihtide arv ja omadused koos fotodega, diagramm. Maalt paistab Päike sileda tulekerana ja enne kosmoselaeva Galileo päikeselaikude avastamist uskusid paljud astronoomid, et see on täiusliku kujuga ilma defektideta. Nüüd me teame seda Päike koosneb

mitmest kihist, nagu Maa, millest igaüks täidab oma funktsiooni. See massiivne Päikese ahjutaoline struktuur on kogu maapealse elu jaoks vajaliku energia tarnija.

Kui saaksite tähe lahti võtta ja selle koostisosi võrrelda, saaksite aru, et koostis koosneb 74% vesinikust ja 24% heeliumist. Samuti koosneb Päike 1% hapnikust ja ülejäänud 1% on selline keemilised elemendid perioodilisustabelid, 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 tekkis esimene element, vesinik elementaarosakesed. Kõrge temperatuuri ja rõhu tõttu olid tingimused Universumis sarnased tähe tuumas valitsevatega. Hiljem sulatati vesinik heeliumiks, samal ajal kui universumil oli termotuumasünteesi reaktsiooni toimumiseks vajalik kõrge temperatuur. Universumis olevad vesiniku ja heeliumi proportsioonid kujunesid nüüd välja pärast Suurt Pauku ega ole muutunud.

Ülejäänud Päikese elemendid on loodud teistes tähtedes. Tähtede tuumades toimub pidevalt vesiniku sünteesiprotsess heeliumiks. Pärast kogu hapniku tootmist südamikus lähevad nad üle raskemate elementide, nagu liitium, hapnik, heelium, tuumasünteesile. Paljud Päikesest leitud raskmetallid tekkisid teistes tähtedes nende eluea lõpus.

Raskeimad elemendid, kuld ja uraan, tekkisid meie Päikesest mitu korda suuremate tähtede plahvatamisel. Musta augu tekkimise sekundi murdosa jooksul 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, surevate tähtede elemente ja uute tähtede plahvatuste tulemusena tekkinud osakesi.

Millistest kihtidest koosneb Päike?

Esmapilgul on Päike vaid heeliumist ja vesinikust koosnev pall, kuid sügavamal uurimisel on selge, et see koosneb erinevatest kihtidest. Südamiku poole liikudes tõusevad temperatuur ja rõhk, mille tulemusena tekkisid kihid, kuna erinevates tingimustes on vesinikul ja heeliumil erinevad omadused.

päikese tuum

Alustame liikumist läbi kihtide Päikese koostise tuumast väliskihini. Päikese sisekihis - tuumas on temperatuur ja rõhk väga kõrged, soodustades tuumasünteesi. Päike tekitab vesinikust heeliumi aatomeid, selle reaktsiooni tulemusena tekib valgus ja soojus, mis jõuavad. 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%-ni Päikese raadiuse pikkusest. Ja südamiku sees põhjustab kõrge temperatuur ja rõhk vesinikuaatomite lagunemist prootoniteks, neutroniteks ja elektronideks. Päike muudab need heeliumi aatomiteks, hoolimata nende vabalt hõljuvast olekust.

Seda reaktsiooni nimetatakse eksotermiliseks. Kui see reaktsioon tekib, vabaneb see suur hulk soojus on võrdne 389 x 10 31 J. sekundis.

Päikese kiirgustsoon

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

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

Footoni trajektoori nimetatakse tavaliselt "juhuslikuks jalutuskäiguks". Selle asemel, et liikuda sirgel teel Päikese pinnale, liigub footon siksakiliselt. Selle tulemusel kulub igal footonil Päikese kiirgustsooni ületamiseks ligikaudu 200 000 aastat. Ühelt osakeselt teisele liikudes kaotab footon energiat. See on Maale kasulik, sest me saaksime vastu võtta ainult Päikeselt tulevat gammakiirgust. Kosmosesse sisenev footon vajab Maale liikumiseks 8 minutit.

Paljudel tähtedel on kiirgustsoonid ja nende suurused sõltuvad otseselt tähe skaalast. Mida väiksem on täht, seda väiksemad on tsoonid, millest enamiku hõivab konvektiivtsoon. Väikseimatel tähtedel võivad puududa kiirgustsoonid ja konvektiivtsoon ulatub tuumani. Kõige rohkem suured tähed olukord on vastupidine, kiirgustsoon ulatub pinnale.

Konvektiivne tsoon

Konvektiivne tsoon on väljaspool kiirgustsooni, kus päikese sisemine soojus voolab läbi kuuma gaasi sammaste.

Peaaegu kõigil tähtedel on selline tsoon. Meie Päikese jaoks ulatub see 70% Päikese raadiusest pinnani (fotosfäärini). Tähe sügavuses, südamiku lähedal olev gaas kuumeneb ja tõuseb pinnale nagu vahamullid lambis. Tähe pinnale jõudes tekib jahtudes soojuskadu, gaas vajub tagasi keskuse poole, taastades soojusenergiat. Näiteks võite panna tulele panni keeva veega.

Päikese pind on nagu lahtine pinnas. Need ebakorrapärasused on kuuma gaasi sambad, mis kannavad soojust Päikese pinnale. Nende laius ulatub 1000 km-ni ja levimisaeg 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 ulatuvad 6000 Kelvinini ja helendavad kollakasvalgelt, Maalt nähtavalt.

Päikese atmosfäär asub fotosfääri taga. Päikesevarjutuse ajal nähtavat Päikese osa nimetatakse.

Päikese struktuur diagrammil

NASA on spetsiaalselt välja töötatud haridusvajadused Päikese struktuuri ja koostise skemaatiline kujutis, mis näitab iga kihi temperatuuri:

(Nähtav, IR- ja UV-kiirgus) – need 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.
(Fotosfäär 6000 K) – fotosfäär on Päikese ülemine kiht, selle pind. Temperatuur 6000 kelvinit võrdub 5700 kraadi Celsiuse järgi.
Raadiokiirgus (trans. Radio emission) – lisaks nähtavale kiirgusele infrapunakiirgus ja ultraviolettkiirgust, saadab Päike välja raadiokiirgust, mille astronoomid on raadioteleskoobi abil tuvastanud. Sõltuvalt päikeselaikude arvust see emissioon suureneb ja väheneb.
Koronaalne auk – need on kohad Päikesel, kus koroonal on madal plasmatihedus, mistõttu on see tumedam ja külmem.
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, loobuvad oma soojusest ja tormavad uuesti alla, et uuesti kuumeneda.
Koronaalsed silmused (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 (trans. Core) on päikese süda, milles tuumasüntees toimub kõrge temperatuuri ja rõhu abil. Kogu päikeseenergia tuleb tuumast.
14 500 000 K (14 500 000 Kelvini kohta) – Päikese tuuma temperatuur.
Kiirgusvöönd (trans. Radiation Zone) – Päikese kiht, kus kiirgust kasutades edastatakse energiat. Footon ületab kiirgustsooni üle 200 000 ja läheb avakosmosesse.
Neutriinod (trans. Neutrino) on tühiselt väikesed osakesed, mis väljuvad Päikesest tuumasünteesi reaktsiooni tulemusena. Igas sekundis läbib inimkeha sadu tuhandeid neutriinod, kuid nad ei tee meile mingit kahju, me ei tunne neid.
Kromosfääri sähvatus (tõlkes kromosfääri sähvatus) – meie tähe magnetväli võib väänduda ja seejärel järsult erinevatesse vormidesse murduda. Magnetväljade katkemise tagajärjel tekivad Päikese pinnalt võimsad röntgenikiirte sähvatused.
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 silmuse kujul.
Energeetilised osakesed (trans. Energetic particles) – need pärinevad Päikese pinnalt, mille tulemusena tekib päikesetuul. Päikesetormides ulatub nende kiirus valguse kiiruseni.
Röntgenikiirgus (tõlkes röntgenikiirgus) on inimsilmale nähtamatud kiired, mis tekivad päikesepõletuste käigus.
Heledad laigud ja lühiealised magnetpiirkonnad (trans. Bright spots and short-life magnetic regions) – Temperatuuride erinevuste tõttu tekivad Päikese pinnale heledad ja tuhmid laigud.

PÄIKE
täht, mille ümber tiirleb Maa ja teised päikesesüsteemi planeedid. Päike mängib inimkonna jaoks erakordset rolli enamiku energialiikide peamise allikana. Elu, nagu me teame, poleks võimalik, kui Päike paistaks veidi eredamalt või veidi nõrgemalt. Päike on tüüpiline väike täht, neid on miljardeid. Kuid meie läheduse tõttu võimaldab ainult see astronoomidel üksikasjalikult uurida tähe füüsilist ehitust ja selle pinnal toimuvaid protsesse, mis on teiste tähtede suhtes praktiliselt kättesaamatu isegi kõige võimsamate teleskoopide abil. Nagu teisedki tähed, on ka Päike kuum gaasipall, mis koosneb enamasti vesinikust ja on kokku surutud tema enda gravitatsiooni mõjul. Päikese kiirgav energia sünnib sügaval tema sügavustes termotuumareaktsioonide käigus, mis muudavad vesiniku heeliumiks. Välja lekkides kiirgub see energia kosmosesse fotosfäärist – päikesepinna õhukesest kihist. Fotosfääri kohal asub Päikese välimine atmosfäär – kroon, mis ulatub üle paljude Päikese raadiuste ja sulandub planeetidevahelise keskkonnaga. Kuna gaas koroonas on väga haruldane, on selle kuma äärmiselt nõrk. Tavaliselt ereda päevase taeva taustal nähtamatu kroon muutub nähtavaks alles täieliku päikesevarjutuse ajal. Gaasi tihedus väheneb monotoonselt Päikese keskpunktist selle perifeeriasse ja temperatuur, ulatudes keskpunktis 16 miljoni K-ni, langeb fotosfääris 5800 K-ni, kuid tõuseb seejärel uuesti 2 miljoni K-ni kroonis. Fotosfääri ja krooni vahelist üleminekukihti, mida täheldatakse täieliku päikesevarjutuse ajal helepunase servana, nimetatakse kromosfääriks. Päikesel on 11-aastane aktiivsustsükkel. Sel perioodil suureneb ja taas väheneb päikeselaikude (fotosfääri tumedad alad), plekkide (ootamatud helenemised kromosfääris) ja prominentide (tihedad külmad vesinikupilved, mis kondenseeruvad koroonas) arv. Selles artiklis räägime ülalmainitud piirkondadest ja nähtustest Päikesel. Pärast lühikirjeldus Päike kui täht käsitleme selle sisemist struktuuri, seejärel fotosfääri, kromosfääri, sähvatusi, prominente ja krooni.
Päike on nagu täht. Päike asub Galaktika ühes spiraalharus oma keskpunktist rohkem kui poole galaktilisest raadiusest. Päike tiirleb koos naabertähtedega ümber Galaktika keskpunkti perioodiga ca. 240 miljonit aastat. Päike on spektriklassi G2 V kollane kääbus, mis kuulub Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijadasse. Päikese peamised omadused on toodud tabelis. 1. Pange tähele, et kuigi Päike on kuni keskpunktini gaasiline, ületab selle keskmine tihedus (1,4 g/cm3) vee tihedust ja Päikese keskpunktis on see oluliselt kõrgem isegi kulla või plaatina omast, mis mille tihedus on u. 20 g/cm3. Päikese pind temperatuuril 5800 K kiirgab 6,5 kW/cm2. Päike pöörleb ümber telje planeetide üldise pöörlemise suunas. Aga kuna päike ei ole tahke

, selle fotosfääri erinevad piirkonnad pöörlevad erineva kiirusega: pöörlemisperiood ekvaatoril on 25 päeva ja laiuskraadil 75° - 31 päeva.
Tabel 1.

PÄIKESE OMADUSED
PÄIKESE SISEMINE STRUKTUUR Kuna me ei saa otseselt jälgida Päikese sisemust, põhinevad meie teadmised selle ehitusest teoreetilistest arvutustest. Teades vaatlustest Päikese massi, raadiust ja heledust, on selle struktuuri arvutamiseks vaja teha oletusi energia genereerimise protsesside, selle tuumast pinnale ülekandumise mehhanismide ja umbes keemiline koostis ained. Geoloogilised tõendid näitavad, et Päikese heledus ei ole viimase mitme miljardi aasta jooksul oluliselt muutunud. Milline energiaallikas suudab seda nii kaua säilitada? Tavapärased keemilised põletusprotsessid selleks ei sobi. Isegi gravitatsiooniline kokkusurumine suudaks Kelvini ja Helmholtzi arvutuste kohaselt säilitada Päikese sära vaid ca. 100 miljonit aastat. Selle probleemi lahendas 1939. aastal G. Bethe: päikeseenergia allikaks on vesiniku termotuumamuutus heeliumiks. Kuna termotuumaprotsessi efektiivsus on väga kõrge ja Päike koosneb peaaegu täielikult vesinikust, lahendas see probleemi täielikult. Kaks annavad Päikese heleduse: prootoni-prootoni reaktsiooni ja süsiniku-lämmastiku tsükli (vt ka TÄHED). Prootoni-prootoni reaktsioon viib heeliumi tuuma moodustumiseni neljast vesiniku tuumast (prootonitest), mille käigus vabaneb iga heeliumi tuuma kohta 4,3 × 10-5 erg energiat gammakiirte, kahe positroni ja kahe neutriino kujul. See reaktsioon annab 90% Päikese heledusest. Kogu Päikese tuumas oleva vesiniku heeliumiks muutumiseks kulub 1010 aastat. 1968. aastal hakkas R. Davis ja ta kolleegid mõõtma päikese tuumas termotuumareaktsioonide käigus tekkivate neutriinode voogu. See oli päikeseenergia allika teooria esimene eksperimentaalne test. Neutriinod suhtlevad ainega väga nõrgalt, mistõttu lahkuvad nad vabalt Päikese sügavusest ja jõuavad Maale. Kuid samal põhjusel on instrumentidega registreerimine äärmiselt keeruline. Vaatamata seadmete täiustamisele ja päikesemudeli täiustamisele jääb täheldatud neutriinovoog siiski prognoositust 3 korda väiksemaks. Seletusi on mitu: kas Päikese tuuma keemiline koostis ei ole sama, mis selle pinnal; või ei ole tuumas toimuvate protsesside matemaatilised mudelid täiesti täpsed; või teel Päikeselt Maale muudab neutriino oma omadusi. Selles valdkonnas on vaja täiendavaid uuringuid.
Vaata ka NEUTRIINASTRONOOMIA. Energia ülekandmisel päikese sisemusest pinnale mängib peamist rolli kiirgus, teisejärgulise tähtsusega on konvektsioon ja soojusjuhtivus pole üldse oluline. Päikese sisemuse kõrgetel temperatuuridel esindab kiirgust peamiselt röntgenikiirgus lainepikkusega 2–10. Konvektsioon mängib olulist rolli südamiku keskosas ja välimises kihis, mis asub vahetult fotosfääri all. 1962. aastal avastas Ameerika füüsik R. Layton, et päikesepinna lõigud võnguvad vertikaalselt ajavahemikuga u. 5 minutit. R. Ulrichi ja K. Wolfi arvutused näitasid, et sel viisil ergastatud helilained võivad avalduda turbulentsed liigutused gaas fotosfääri all olevas konvektiivses tsoonis. Selles, nagu orelipillis, võimendatakse ainult neid helisid, mille lainepikkus mahub täpselt tsooni paksusesse. 1974. aastal kinnitas Saksa teadlane F. Debner eksperimentaalselt Ulrichi ja Wolfi arvutusi. Sellest ajast alates on 5-minutiliste võnkumiste vaatlemisest saanud võimas meetod Päikese sisestruktuuri uurimiseks. Neid analüüsides oli võimalik välja selgitada, et: 1) konvektiivtsooni paksus on u. 27% Päikese raadiusest; 2) Päikese tuum pöörleb tõenäoliselt kiiremini kui pind; 3) heeliumisisaldus Päikese sees on u. 40% massist. Samuti on teatatud võnkumiste vaatlustest perioodidega 5–160 minutit. Need pikemad helilained võivad tungida sügavamale Päikese sisemusse, mis aitab mõista päikese sisemuse struktuuri ja võib-olla lahendada päikese neutriinodefitsiidi probleemi.
PÄIKESE ATmosfäär
Fotosfäär. See on mitmesaja kilomeetri paksune poolläbipaistev kiht, mis esindab Päikese "nähtavat" pinda. Kuna ülalolev atmosfäär on praktiliselt läbipaistev, siis altpoolt fotosfääri jõudnud kiirgus lahkub sealt vabalt ja läheb kosmosesse. Ilma energia neelamisvõimeta peavad fotosfääri ülemised kihid olema jahedamad kui alumised. Selle tõestuseks on Päikese fotod: ketta keskel, kus fotosfääri paksus piki vaatejoont on minimaalne, on see heledam ja sinisem kui ketta servas ("jäsemel"). kettale. 1902. aastal kinnitasid A. Schusteri, hiljem E. Milne'i ja A. Eddingtoni arvutused, et fotosfääri temperatuuride erinevus on just selline, mis tagab kiirguse ülekandumise läbi poolläbipaistva gaasi alumistest kihtidest ülemistesse. . Peamine aine, mis fotosfääris valgust neelab ja uuesti kiirgab, on negatiivsed vesinikioonid (vesinikuaatomid, millele on kinnitatud täiendav elektron).
Fraunhoferi spekter. Päikesevalgusel on pidev spekter neeldumisjoontega, mille avastas J. Fraunhofer 1814. aastal; need näitavad, et lisaks vesinikule leidub päikeseatmosfääris ka palju muid keemilisi elemente. Neeldumisjooned tekivad spektris, kuna fotosfääri ülemistes jahedamates kihtides olevad aatomid neelavad teatud lainepikkustel altpoolt tulevat valgust ega kiirga seda nii intensiivselt kui kuumad alumised kihid. Heleduse jaotus Fraunhoferi joone sees sõltub seda tootvate aatomite arvust ja olekust, s.t. gaasi keemilise koostise, tiheduse ja temperatuuri kohta. Seetõttu võimaldab Fraunhoferi spektri üksikasjalik analüüs määrata fotosfääri tingimusi ja selle keemilist koostist (tabel 2). Tabel 2.
PÄIKESE FOTOSFIARI KEEMILINE KOOSTIS
Element Aatomite suhtelise arvu logaritm

Vesinik _____________12.00
Heelium___________11.20
Süsinik __________8.56
Lämmastik _____________7,98
Hapnik _____________9.00
Naatrium ___________6.30
Magneesium___________7.28
Alumiinium _____________6.21
Räni __________7.60
Väävel _____________7.17
Kaltsium __________6,38
Chrome _____________6.00
Raud___________6.76

Vesiniku järel on kõige levinum element heelium, mis tekitab optilises spektris ainult ühe joone. Seetõttu ei mõõdeta heeliumisisaldust fotosfääris väga täpselt ja seda hinnatakse kromosfääri spektrite järgi. Päikese atmosfääri keemilise koostise muutusi ei ole täheldatud.
Vaata ka SPEKTR.
Granuleerimine. Fotod fotosfäärist, mis on tehtud valges valguses väga heades vaatlustingimustes, näitavad väikseid heledaid punkte – tumedate tühikutega eraldatud “graanuleid”. Graanulite läbimõõt ca. 1500 km. Nad ilmuvad ja kaovad pidevalt, kestavad 5-10 minutit. Astronoomid on pikka aega kahtlustanud, et fotosfääri granuleerimine on seotud altkuumutatud gaasi konvektiivsete liikumistega. J. Beckersi spektraalmõõtmised tõestasid, et graanuli keskel hõljub kuum gaas tegelikult kiirusega üles. OK. 0,5 km/s; seejärel levib see külgedele, jahtub ja langeb aeglaselt piki graanulite tumedaid piire alla.
Supergranulatsioon. R. Leighton avastas, et fotosfäär jaguneb ka palju suuremateks rakkudeks, mille läbimõõt on ca. 30 000 km - "supergraanulid". Supergranulatsioon peegeldab aine liikumist fotosfääri all olevas konvektiivtsoonis. Lahtri keskel tõuseb gaas pinnale, levib külgedele kiirusega umbes 0,5 km/s ja langeb selle servadest alla; Iga rakk elab umbes ühe päeva. Gaasi liikumine supergraanulites muudab pidevalt fotosfääri ja kromosfääri magnetvälja struktuuri. Fotosfääriline gaas on hea elektrijuht (kuna osa selle aatomitest on ioniseeritud), mistõttu magnetvälja jõujooned näivad olevat sellesse külmunud ja kanduvad gaasi liikumisel supergraanulite piiridesse, kus need koonduvad ja välja tugevus suureneb.
Päikese laigud. 1908. aastal avastas J. Hale päikeselaikudes tugeva magnetvälja, mis kerkis sisemusest pinnale. Selle magnetiline induktsioon on nii suur (kuni mitu tuhat gaussi), et ioniseeritud gaas ise on sunnitud oma liikumise allutama väljakonfiguratsioonile; täppides pärsib väli gaasi konvektiivset segunemist, mis põhjustab selle jahtumist. Seetõttu on päikeselaigus olev gaas jahedam kui ümbritsev fotosfääriline gaas ja tundub tumedam. Täppidel on tavaliselt tume südamik - "vari" - ja seda ümbritsev heledam pool. Tavaliselt on nende temperatuur vastavalt 1500 ja 400 K madalam kui ümbritsevas fotosfääris.

Täpp hakkab kasvama väikesest tumedast “poorist”, mille läbimõõt on 1500 km. Suurem osa pooridest kaob päevaga, kuid neist kasvavad laigud püsivad nädalaid ja ulatuvad 30 000 km läbimõõduni. Päikeselaikude kasvu ja lagunemise üksikasju ei mõisteta täielikult. Näiteks pole selge, kas täpi magnettorud suruvad gaasi horisontaalse liikumise tõttu kokku või on need valmis pinna alt “välja tulema”. R. Howard ja J. Harvey avastasid 1970. aastal, et laigud liiguvad Päikese üldise pöörlemise suunas kiiremini kui ümbritsev fotosfäär (umbes 140 m/s). See näitab, et laigud on seotud subfotosfääriliste kihtidega, mis pöörlevad kiiremini kui Päikese nähtav pind. Tavaliselt ühendatakse rühmaks 2 kuni 50 täppi, millel on sageli bipolaarne struktuur: rühma ühes otsas on ühe magnetilise polaarsusega laigud ja teises - vastupidised. Kuid on ka multipolaarseid rühmi. Päikeselaikude arv päikesekettal muutub regulaarselt perioodiga ca. 11 aastat vana. Iga tsükli alguses ilmuvad päikese kõrgetel laiuskraadidel (± 50°) uued laigud. Tsükli arenedes ja päikeselaikude arvu suurenedes tekivad need üha madalamatel laiuskraadidel. Tsükli lõppu tähistab mitmete päikeselaikude sünd ja lagunemine ekvaatori lähedal (± 10°). Tsükli jooksul on enamikul bipolaarsete rühmade “juhtivatest” (lääne) laikudest sama magnetiline polaarsus, mis on erinev Päikese põhja- ja lõunapoolkeral. Järgmises tsüklis pööratakse juhtivate laikude polaarsus ümber. Seetõttu räägitakse sageli tervest 22-aastasest tsüklist päikese aktiivsus. Selle nähtuse olemuses on veel palju mõistatusi.
Magnetväljad. Fotosfääris täheldatakse üle 50 G induktsiooniga magnetvälja ainult päikeselaikudes, laike ümbritsevates aktiivsetes piirkondades ja ka supergraanulite piiridel. Kuid L. Stenflo ja J. Harvey leidsid kaudseid viiteid selle kohta, et fotosfääri magnetväli on tegelikult koondunud õhukestesse torudesse, mille läbimõõt on 100–200 km, kus selle induktsioon on 1000–2000 Gaussi. Magnetoaktiivsed piirkonnad erinevad vaiksetest piirkondadest ainult magnettorude arvu poolest pinnaühiku kohta. Tõenäoliselt tekib päikese magnetväli konvektiivtsooni sügavustes, kus kihav gaas väänab nõrga algvälja võimsateks magnetköiteks. Aine diferentsiaalne pöörlemine paigutab need kimbud paralleelselt ja kui väli neis muutub piisavalt tugevaks, hõljuvad nad üles fotosfääri, murdudes ülespoole eraldi kaartena. Ilmselt sünnivadki nii laigud, kuigi selles osas on veel palju ebakindlust. Plekkide lagunemise protsessi on palju põhjalikumalt uuritud. Aktiivse piirkonna servades ujuvad supergraanulid hõivavad magnettorud ja tõmbavad need laiali. Järk-järgult üldväli nõrgeneb; vastupidise polaarsusega torude juhuslik ühendamine põhjustab nende vastastikust hävimist.
Kromosfäär. Suhteliselt külma, tiheda fotosfääri ja kuuma, haruldase koroona vahele jääb kromosfäär. Kromosfääri nõrk valgus ei ole tavaliselt ereda fotosfääri taustal nähtav. Seda võib näha kitsa riba kujul Päikese haru kohal, kui fotosfäär on suletud looduslikult (täieliku päikesevarjutuse ajal) või kunstlikult (spetsiaalses teleskoobis - koronagraafis). Kromosfääri saab uurida ka kogu päikeseketta ulatuses, kui vaatlusi tehakse kitsas spektrivahemikus (umbes 0,5) tugeva neeldumisjoone keskpunkti lähedal. Meetod põhineb sellel, et mida suurem on neeldumine, seda madalamale sügavusele meie pilk päikeseatmosfääri tungib. Sellisteks vaatlusteks kasutatakse spetsiaalse disainiga spektrograafi – spektroheliograafi. Spektroheliogrammid näitavad, et kromosfäär on heterogeenne: see on heledam päikeselaikude kohal ja piki supergraanulite piire. Kuna just nendes piirkondades tugevneb magnetväli, siis on ilmne, et selle abiga kandub energia fotosfäärist kromosfääri. Tõenäoliselt kannavad seda graanulites gaasi turbulentsest liikumisest erutatud helilained. Kuid kromosfääri kuumutamise mehhanisme pole veel üksikasjalikult mõistetud. Kromosfäär kiirgab tugevalt kõva ultraviolettkiirguse vahemikus (500-2000), mis on Maa pinnalt vaatlemiseks kättesaamatu. Alates 1960. aastate algusest on palju olulisi Päikese atmosfääri ülemiste kihtide ultraviolettkiirguse mõõtmisi tehtud kõrgrakettide ja satelliitide abil. Selle spektrist leiti enam kui 1000 erinevate elementide emissioonijoont, sealhulgas mitmekordselt ioniseeritud süsiniku, lämmastiku ja hapniku read, samuti vesiniku, heeliumi ja heeliumioonide põhiseeria. Nende spektrite uurimine näitas, et üleminek kromosfäärist kroonile toimub vaid 100 km pikkusel segmendil, kus temperatuur tõuseb 50 000 K-lt 2 000 000 K-ni. Selgus, et kromosfääri kuumenemine toimub suures osas kroonist termilise toimega. juhtivus. Kromosfääris asuvate päikeselaikude rühmade lähedal täheldatakse heledaid ja tumedaid kiulisi struktuure, mis on sageli magnetvälja suunas piklikud. Üle 4000 km on näha ebatasased sakilised moodustised, mis arenevad üsna kiiresti. Kui vaadelda jäseme esimese Balmeri vesinikuliini (Ha) keskel, on nendel kõrgustel kromosfäär täidetud paljude tähnidega - õhukeste ja pikkade kuuma gaasi pilvedega. Nende kohta teatakse vähe. Üksiku spikuli läbimõõt on alla 1000 km; ta elab hästi. 10 min. Kiirusega ca. 30 km/s spiikulid tõusevad 10 000-15 000 km kõrgusele, misjärel nad kas lahustuvad või laskuvad alla. Spektri järgi otsustades on spikulite temperatuur 10 000–20 000 K, kuigi nendel kõrgustel ümbritsev kroon kuumeneb vähemalt 600 000 K-ni. Näib, et spicules on suhteliselt külma ja tiheda kromosfääri piirkonnad, mis tõusevad ajutiselt kuumasse, haruldasesse kroonisse. Supergraanulite piires loendamine näitab, et spikulite arv fotosfääri tasemel vastab graanulite arvule; ilmselt on nende vahel füüsiline seos.
Vilgub. Päikeselaikude rühma kohal asuv kromosfäär võib äkitselt heledamaks muutuda ja paiskuda välja gaasipuhangu. Seda nähtust, mida nimetatakse "sähvatuseks", on üks raskemini seletatavaid. Raketid kiirgavad võimsalt üle kogu elektromagnetlainete vahemiku – raadiost kuni röntgenikiirteni ning kiirgavad sageli elektronide ja prootonite kiiri relativistlikul kiirusel (st valguse kiirusele lähedasel). Need ergastavad planeetidevahelises keskkonnas lööklaineid, mis jõuavad Maani. Põletused tekivad sagedamini keerulise magnetilise struktuuriga laikude rühmade läheduses, eriti kui rühmas hakkab kiiresti kasvama uus laik; sellised rühmad tekitavad mitu haiguspuhangut päevas. Nõrgad puhangud esinevad sagedamini kui tugevad. Kõige võimsamad rakud hõivavad 0,1% päikesekettast ja kestavad mitu tundi. Koguenergia sähvatus on 1023-1025 J. SMM (Solar Maximum Mission) satelliidi poolt saadud sähvatuste röntgenspektrid on võimaldanud oluliselt paremini mõista sähvatuste olemust. Sähvatuse algust võib tähistada röntgenikiirgus, mille footoni lainepikkus on alla 0,05 ja mille põhjustab, nagu selle spekter näitab, relativistlike elektronide voog. Mõne sekundiga soojendavad need elektronid ümbritseva gaasi temperatuurini 20 000 000 K ja sellest saab röntgenkiirguse allikas vahemikus 1–20, mis on sadu kordi suurem kui vaiksest Päikesest lähtuv voog selles vahemikus. Sellel temperatuuril kaotavad rauaaatomid 24 oma 26 elektronist. Seejärel gaas jahtub, kuid kiirgab endiselt röntgenikiirgust. Välk kiirgab ka raadiolaineid. P. Wild Austraaliast ja A. Maxwell USA-st uurisid sähvatuse arengut spektrograafi raadioanaloogi – “dünaamilise spektrianalüsaatori” abil, mis registreerib kiirguse võimsuse ja sageduse muutusi. Selgus, et kiirguse sagedus plahvatuse esimestel sekunditel langeb 600 MHz-lt 100 MHz-le, mis näitab, et häire levib läbi koroona 1/3 valguse kiirusega. 1982. aastal USA raadioastronoomid, kasutades VLA raadiointerferomeetrit tk. New Mexico ja SMM-satelliidi andmed on sähvatuse ajal lahendanud kromosfääri ja koroona peened üksikasjad. Pole üllatav, et need osutusid ilmselt magnetilise iseloomuga silmusteks, milles vabaneb energia, mis soojendab gaasi põlemise ajal. Põletuse viimases etapis kiirgavad magnetvälja lõksus olevad relativistlikud elektronid jätkuvalt tugevalt polariseeritud raadiolaineid, liikudes spiraalina ümber aktiivse piirkonna kohal olevate magnetvälja joonte. See kiirgus võib kesta mitu tundi pärast haiguspuhangut. Kuigi gaas paiskub põlengupiirkonnast alati välja, ei ületa selle kiirus tavaliselt Päikese pinnalt põgenemise kiirust (616 km/s). Tihti aga kiirgavad rakud välja elektronide ja prootonite vooge, mis jõuavad Maale 1-3 päevaga ning põhjustavad sellel aurorasid ja magnetvälja häireid. Need osakesed, mille energia ulatub miljarditesse elektronvoltidesse, on orbiidil viibivatele astronautidele väga ohtlikud. Seetõttu püüavad astronoomid ennustada päikesepurskeid, uurides kromosfääri magnetvälja konfiguratsiooni. Välja keeruline struktuur koos keerdunud jõujoontega, mis on valmis uuesti ühendamiseks, viitab sähvatuse võimalusele.
Prominentsed. Päikeseprominentid on suhteliselt külmad gaasimassid, mis kuumas kroonis ilmuvad ja kaovad. Koronagraafiga Ha joonel vaadeldes on need päikesejäsemel nähtavad heledate pilvedena tumedal taeva taustal. Kuid spektroheliograafi või Lyoti interferentsifiltritega vaadeldes paistavad need heleda kromosfääri taustal tumedate filamentidena.

Eeskujude kujud on äärmiselt mitmekesised, kuid eristada saab mitut põhitüüpi. Päikeselaigud meenutavad kardinaid, mille pikkus on kuni 100 000 km, kõrgus 30 000 km ja paksus 5000 km. Mõnel silmapaistvusel on hargnenud struktuur. Haruldased ja ilusad aasakujulised väljaulatuvad osad on ümara kujuga, mille läbimõõt on u. 50 000 km. Peaaegu kõikidel väljaulatuvatel kohtadel on gaasiliste filamentide peenstruktuur, mis tõenäoliselt kordab magnetvälja struktuuri; selle nähtuse tegelik olemus pole selge. Väljaulatuvates kohtades liigub gaas tavaliselt ojadena allapoole kiirusega 1-20 km/s. Erandiks on "sergid" - väljaulatuvad kohad, mis lendavad pinnast ülespoole kiirusega 100–200 km/s ja langevad seejärel aeglasemalt tagasi. Päikeselaikude rühmade servades sünnivad esiletõstmised ja need võivad püsida mitu Päikese tiiru (st mitu Maa kuud). Prominentide spektrid on sarnased kromosfääri omadega: vesiniku, heeliumi ja metallide eredad jooned nõrga pideva kiirguse taustal. Tavaliselt on vaiksete prominentide emissioonijooned õhemad kui kromosfääri jooned; Tõenäoliselt on see tingitud väiksemast aatomite arvust piki nähtavust prominentsis. Spektrite analüüs näitab, et vaiksete prominentide temperatuur on 10 000–20 000 K ja tihedus umbes 1010 at./cm3. Aktiivsed väljaulatuvad osad näitavad ioniseeritud heeliumi jooni, mis näitab oluliselt kõrgemat temperatuuri. Prominentide temperatuurigradient on väga suur, kuna neid ümbritseb kroon, mille temperatuur on 2 000 000 K. Prominentide arv ja nende jaotus piki laiuskraadi 11-aastase tsükli jooksul järgib päikeselaikude jaotust. Kuid kõrgetel laiuskraadidel on teine väljaulatuvate osade vöö, mis nihkub tsükli maksimumi ajal pooluse poole. Miks esilekutsumised tekivad ja mis neid haruldases kroonis toetab, pole päris selge.
Kroon. Päikese välimine osa – kroon – paistab nõrgalt ja on palja silmaga nähtav vaid täieliku päikesevarjutuse ajal või koroonagraafi kasutades. Kuid see on palju heledam röntgenikiirguses ja raadiosagedusalas.
Vaata ka ATMOSFERIVÄLINE ASTRONOOMIA. Kroon paistab röntgenikiirguse vahemikus eredalt, sest selle temperatuur jääb vahemikku 1–5 miljonit K ja sähvatuste ajal ulatub 10 miljoni K-ni. Krooni röntgenspektreid hakati hankima hiljuti satelliitidelt ja optilisi spektreid on uuritud. mitu aastat täieliku varjutuse ajal. Need spektrid sisaldavad argooni, kaltsiumi, raua, räni ja väävli mitmekordselt ioniseeritud aatomite jooni, mis tekivad ainult temperatuuril üle 1 000 000 K.

Koroona valge valgus, mis on varjutuse ajal nähtav kuni 4 päikeseraadiuse kaugusele, tekib fotosfäärilise kiirguse hajumise tulemusena koroona vabade elektronide poolt. Järelikult näitab krooni heleduse muutumine kõrgusega elektronide jaotust ja kuna põhielemendiks on täielikult ioniseeritud vesinik, siis ka gaasi tiheduse jaotus. Koronaalsed struktuurid jagunevad selgelt avatud (kiired ja polaarharjad) ja suletud (silmused ja kaared); ioniseeritud gaas kordab täpselt korona magnetvälja struktuuri, sest ei saa liikuda üle jõujoonte. Kuna väli väljub fotosfäärist ja on seotud 11-aastase päikeselaikude tsükliga, välimus Selle tsükli jooksul kroon muutub. Miinimumperioodil on kroon tihe ja hele ainult ekvatoriaalvööndis, kuid tsükli edenedes ilmuvad koroonakiired kõrgematel laiuskraadidel ja maksimaalselt on neid näha kõigil laiuskraadidel. 1973. aasta maist kuni 1974. aasta jaanuarini jälgisid krooni pidevalt Skylabi orbitaaljaama 3 astronautide meeskonda. Nende andmed näitasid, et tumedad koronaalsed "augud", kus gaasi temperatuur ja tihedus on oluliselt vähenenud, on alad, kust gaas lendab suurel kiirusel planeetidevahelisse ruumi, tekitades vaikse päikesetuules võimsaid vooge. Magnetväljad koroonaukudes on “avatud”, st. ulatus kaugele kosmosesse, võimaldades gaasil kroonist välja pääseda. Need väljakonfiguratsioonid on üsna stabiilsed ja võivad püsida minimaalse päikeseaktiivsuse perioodidel kuni kaks aastat. Koronaauk ja sellega seotud voog pöörlevad koos Päikese pinnaga 27 päeva jooksul ja kui oja tabab Maad, põhjustavad need iga kord geomagnetilisi torme. Päikese välisatmosfääri energiabilanss. Miks on Päikesel nii kuum kroon? Me ei tea seda veel. Kuid on üsna põhjendatud hüpotees, et energia kandub välisatmosfääri heli- ja magnetohüdrodünaamiliste (MHD) lainete abil, mis tekivad gaasi turbulentsel liikumisel fotosfääri all. Ülemistesse haruldastesse kihtidesse sattudes muutuvad need lained lööklaineteks ja nende energia hajub, soojendades gaasi. Helilained soojendavad alumist kromosfääri ja MHD lained levivad mööda magnetvälja jooni edasi koroonasse ja soojendavad seda. Osa krooni soojusest läheb soojusjuhtivuse tõttu kromosfääri ja kiirgatakse seal kosmosesse. Ülejäänud soojus hoiab koronaalset kiirgust suletud ahelates ja kiirendab päikesetuule voogu koronaaukudes.
Vaata ka

Temperatuur Päikese sisemuses

Päikese pinna omaduste määramine oli tohutu saavutus – esmapilgul tundus see võimatu. Nii et kui palju keerulisem peab teie sõnul olema Päikese sisemuse uurimine!

Mõningaid järeldusi Päikese sisemuse kohta on aga üsna lihtne teha. Näiteks teame, et Päikese pind kiirgab pidevalt tohutul hulgal soojust kosmosesse, kuid selle temperatuur ei muutu. On selge, et see soojus peab tulema seest sama kiirusega, millega see kosmosesse kiirgab , ja sellest järeldub, et Päikese sisemus peab olema kuumem kui selle pind.

Sest Päikese pind on juba nii kuum. et kõik teadaolevad ained muutuvad auruks ja kuna Päikese sisemised piirkonnad on veelgi kuumemad, viitab järeldus sellele, et kogu Päike on gaasiline, et see on lihtsalt ülikuuma gaasipall. Kui see on nii, siis võime arvata, et astronoomidel on väga vedanud, kuna gaaside omadusi on lihtsam kindlaks teha kui vedelike ja tahkete ainete omadusi.

XX sajandi 20ndatel. küsimus selle kohta sisemine struktuur Päikese uurimisega tegeles inglise astronoom Arthur Stanley Eddington (1882-1944), kes lähtus oletusest, et tähed on gaasipallid.

Eddington arutles, et Päike on lihtsalt gaasipall, siis kui sellele mõjuks ainult tema enda gravitatsioonijõud, väheneks see kiiresti. Ja kuna seda ei juhtu, tähendab see, et gravitatsioonijõudu tasakaalustab mingi muu jõud, mille toime on suunatud seestpoolt väljapoole. Selline väljapoole suunatud jõud võib tuleneda gaaside kalduvusest paisuda kõrge temperatuuri mõjul.

Eddington arvutas 1926. aastal Päikese massi ja gravitatsioonijõu põhjal välja, milliseid temperatuure on vaja gravitatsioonijõu tasakaalustamiseks erinevatel sügavustel Päikese pinna all. Ta sai hämmastavaid numbreid. Temperatuur Päikese keskmes oleks pidanud saavutama hiiglasliku väärtuse 15 000 000°C (tänapäevaste arvutuste kohaselt on see veelgi kõrgem: 21 000 000°C!)

Vaatamata nende tulemuste hämmastavale olemusele nõustus enamik astronoome nendega. Esiteks olid sellised temperatuurid vajalikud vesinikuaatomite ühinemiseks. Kuigi Päikese pind on selle reaktsiooni jaoks vajalikust palju jahedam Eddingtoni arvutused osutusid tema jaoks kindlasti piisavalt kuumaks

Teiseks aitas Eddingtoni arutluskäik selgitada mõningaid muid nähtusi. Päike oli sisemise gravitatsioonijõu ja temperatuuri välismõju vahel õrnas tasakaalus. Mis siis, kui see tasakaaluseisund ei ole iseloomulik kõigile tähtedele?

Oletame, et mõni täht ei ole piisavalt kuum, et gravitatsiooni mõjul kokkusurumisele vastu seista. Selline täht kahaneks ja samal ajal muutuks gravitatsioonienergia (nagu Helmholtz märkis) soojusenergiaks. Sisetemperatuur tõuseks, paisumisjõud suureneksid ja lõpuks tasakaalustaks gravitatsiooni poolt tekitatud rõhku. Kuid täht kahaneks inertsist veelgi, kuid üha aeglasemalt. Selleks ajaks, kui kokkutõmbumine lõpuks peatus, oleks temperatuur juba palju kõrgem kui gravitatsioonijõu tasakaalustamiseks vajalik ja täht hakkaks paisuma. Paisudes temperatuur langeks ja jõuaks peagi uuesti tasakaalupunkti. Kuid inertsi tõttu ei peatuks paisumisprotsess sellel hetkel – see aeglustuks järk-järgult, siis peatuks ja täht hakkaks uuesti kokku tõmbuma. See tsükkel korduks ikka ja jälle – lõputult.

Selline täht pulseeriks mingis tasakaaluasendis, nagu kõikuv pendel või põrkuv vedru. Sellise tähe heledus muutuks loomulikult regulaarselt ja selle muutuste olemus (arvestades selle suurust ja temperatuuri) langeks täpselt kokku tähe käitumisega. Tsefeidid

Pärast seda, kui kõik astronoomid olid Päikese sisepiirkondade temperatuuri ja rõhu osas kokku leppinud, jäi alles välja selgitada protsessid, mis võimaldasid vesinikul nendes tingimustes muutuda heeliumiks kiirusega, millest piisab päikesekiirguse koguhulga selgitamiseks. . 1939. aastal õnnestus Saksa päritolu Ameerika füüsikul Hans Albrecht Bethel (sündinud 1906) välja töötada sobiv tuumareaktsioonitsükkel. Nende esinemise kiirus Päikese sees valitsevates tingimustes (vastavalt teoreetilistele arvutustele ja maismaalaborites saadud katseandmetele) vastas täielikult neile nõuetele.

Nii lahendas Helmholtzi 19. sajandi 40. aastatel püstitatud päikeseenergia allika küsimuse Bethe lõplikult peaaegu 100 aastat hiljem.

Ja samal ajal määrati kindlaks ka Päikese võimalik eluiga 100 miljardit aastat.

Ülikõrgete temperatuuride olemasolu Päikese sees kinnitavate andmete otsimisel oli aga ootamatu kõrvalmõju: planetesimaalne hüpotees päikesesüsteemi päritolust lükati ümber.

Riis. 22. Weizsäckeri hüpotees

Võis arvata, et mingi osa selle ainest eraldus Päikesest, mis seejärel kondenseerus planeetidena, seni kuni päikeseaine temperatuuri hinnati mitmele tuhandele kraadile. Mitme miljoni kraadine temperatuur on aga hoopis teine asi!

1939. aastal tõestas Ameerika astronoom Lyman Spitzer Jr (sünd. 1914) veenvalt, et selline ülikuum aine ei saa kondenseeruda planeetideks, vaid, vastupidi, laieneb kiiresti Päikest ümbritsevasse gaasiudusse ja jääb udukoguks. .

Seetõttu pidid astronoomid taas pöörduma tagasi suhteliselt külmast ainest planeetide tekke probleemi lahendamise juurde. Nad pidid jälle mõtlema vana Laplace'i tüüpi kokkutõmbuvatele udukogudele. Kuid 20. sajandil teati juba palju selle kohta, kuidas selline udukogu käituma peaks, ning elektri- ja magnetjõud, millele see koos gravitatsiooni mõjudega kokku puutuks.

1943. aastal tegi saksa astronoom Karl Friedrich Weizsäcker (sünd. 1912) ettepaneku, et udukogu, millest see tekkis. päikesesüsteem, ei pöörlenud ühe üksusena. Vastupidi, selle välimistes kihtides oleks tema arvates pidanud tekkima keerise liikumised väiksemate keeristega suuremate sees. Seal, kus naaberpöörised kohtusid, põrkuvad osakesed kokku, sulanduksid järjest suuremateks osakesteks ja seejärel tekiksid seal planeedid. Nii püüdis Weizsäcker vastata küsimustele, millele Laplace püüdis vastata, ja lisaks selgitada ka paigutuse mustrit. planetaarsed orbiidid, nurkmomendi jaotus jne.

Weizsäckeri teooriat võeti vastu entusiastlikult, kuid selle spetsiifika tekitas suuri poleemikat. Need on endiselt pooleli ja paljud astronoomid on esitanud oma versioonid, kuid ükski neist pole veel saanud universaalset tunnustust. Inglise astronoom Fred Hoyle (sünd. 1915) pakkus aga hiljuti välja mehhanismi magnetiga seotud planeetide tekkeks. Päikeseväli ja see teooria saavutas märkimisväärse populaarsuse.

Olgu kuidas on, astronoomid nõustuvad üksmeelselt, et kogu päikesesüsteem – nii Päike kui ka planeedid – tekkisid ühe ühise protsessi tulemusena. Teisisõnu, kui Maa on praegusel kujul eksisteerinud 4,7 miljardit aastat, siis võime sellega arvestada ja kogu päikesesüsteem (kaasa arvatud Päike) on praegusel kujul eksisteerinud 4,7 miljardit aastat.

Valgusti, millele meie planeet, selle biosfäär ja inimtsivilisatsioon oma olemasolu võlgnevad, on astronoomide seisukohalt üsna banaalne.

See on tavaline kollane täht väga levinud G2 klassist. Iga 225–250 miljoni aasta järel täispööre peaaegu ringikujulisel orbiidil raadiusega 26 000 valgusaastat ümber tüüpilise suure spiraalgalaktika keskpunkti, mille passiivne südamik ei kiirga võimsaid energiavooge. Kuid just selles tavalisuses peitub meie õnn. Jahedamad ja kuumemad tähed (ja eriti need, mis asuvad aktiivsete galaktikate keskuste lähedal) sobivad eluhälli rolli palju vähem, vähemalt süsinikupõhised.

Aleksei Levin

Üldtunnustatud hinnangute kohaselt tõusis Päike 4,59 miljardit aastat tagasi. Tõsi, viimasel ajal on mõned astronoomid hakanud rääkima sellest, et tema vanus on 6-7 miljardit aastat, kuid need on siiski vaid hüpoteesid. Muidugi ei sündinud meie päevavalgus tühja koha pealt. Selle ema oli hiiglaslik gaasi- ja tolmupilv, mis koosnes peamiselt molekulaarsest vesinikust, mis oma gravitatsiooni mõjul aeglaselt kokku surus ja deformeerus, kuni muutus tasaseks kettaks. Võimalik, et seal oli ka isa kosmilise sündmuse näol, mis suurendas pilve gravitatsioonilist ebastabiilsust ja õhutas selle kokkuvarisemist (see võib olla kohtumine massiivse tähega või supernoova plahvatus). Ketta keskele ilmus mitme tuhande kraadise pinnatemperatuuriga helendavast plasmast kera, mis muutis osa gravitatsioonienergiast soojuseks.

Vastsündinud täht jätkas kahanemist, soojendades oma sügavust üha enam. Mitme miljoni aasta pärast jõudis nende temperatuur 10 miljoni kraadini Celsiuse järgi ja seal algasid isemajandavad termotuumasünteesi reaktsioonid. Noor protostaar muutus tavaliseks peajada täheks. Ketta lähi- ja kaugema perifeeria aine kondenseerus külmadeks kehadeks - planeetideks ja planetoidideks.

Praegu on päikeseuurijatel konvektiivtsooni uurimiseks ülivõimas tehnika – helioseismoloogia. "See on meetod Päikese uurimiseks, analüüsides selle võnkumisi, Päikese pinna vertikaalseid võnkumisi, mille tüüpilised perioodid on mitu minutit," selgitab Stanfordi ülikooli vanemteadur Alexander Kosovichev. — Need avati 1960. aastate alguses. Eelkõige tegid selles vallas palju Krimmi Astrofüüsika Observatooriumi töötajad eesotsas akadeemik Severnyga. Võnkumisi ergastab turbulentne konvektsioon Päikese pinnakihtides. Nende protsesside käigus tekivad helilained, mis levivad Päikese sees. Määrates nende lainete omadusi, saame informatsiooni, mis võimaldab teha järeldusi Päikese siseehituse ja magnetvälja tekitamise mehhanismide kohta. Helioseismoloogia on juba võimaldanud määrata konvektiivtsooni sügavust, selgitada päikesekihtide pöörlemise olemust ja selgitada meie ettekujutusi päikeselaikude esinemisest, mis on tegelikult magnetvälja tükid. Nüüd teame, et päikesedünamo on planeedidünamost väga erinev, kuna see töötab väga turbulentses keskkonnas. See genereerib nii globaalse dipoolvälja kui ka palju kohalikke välju. Erineva ulatusega väljade interaktsiooni mehhanismid pole veel teada. Üldiselt on sellel teadusel suur tulevik.

Siin on mõned Päikese passi andmed. Vanus - 4,59 miljardit aastat; kaal - 1,989x1030 kg; keskmine raadius - 696 000 km; keskmine tihedus - 1,409 g/cm 3 (maise aine tihedus on neli korda suurem); efektiivne pinnatemperatuur (arvutatud eeldusel, et Päike kiirgab absoluutselt musta kehana) - 5503˚С (arvestades absoluutne temperatuur- 5778 kelvinit); summaarne kiirgusvõimsus - 3,83x1023 kW.

Päikese pind (fotosfäär) näeb isegi rahulikus olekus läbi teleskoobi (loomulikult kaitstud spetsiaalse filtriga) vaadeldes välja nagu terade kogum või kärg. Seda struktuuri nimetatakse päikesegranuleerimiseks. See moodustub konvektsiooni, st gaasivoogude termilise tsirkulatsiooni tõttu - kuum gaas "ujub" ja külm gaas vajub graanulite piiridesse, mis on nähtavad tumedate aladena. Graanulite tüüpiline suurus on umbes 1000 km. Joonisel - Doppleri efekti abil arvutatud ümberpööratud arvutipilt - gaasivoogude liikumine vaatlejalt on kujutatud heledates toonides, vaatleja suunas - tumedates toonides. Vasakul on liitpilt (ülevalt ja vastupäeva): Päikese sisestruktuur koos tuuma ja konvektiivtsooniga; tumeda laiguga fotosfäär; kromosfäär; päikesepõletus; paremas ülanurgas on silmapaistvus.

Kuna Päike ei pöörle ühtse tervikuna ümber oma telje, pole tal ka rangelt määratletud päevi. Selle ekvatoriaalvööndi pind teeb täispöörde 27 Maa päevaga ja polaarvööndid - 35 päevaga. Päikese sisemuse aksiaalne pöörlemine on veelgi keerulisem ja kõigis oma detailides seni teadmata.

Päikese aine keemilises koostises domineerivad looduslikult vesinik (umbes 72% massist) ja heelium (26%). Veidi alla protsendi on hapnikku, 0,4% süsinikku ja umbes 0,1% neooni. Kui väljendada neid suhteid aatomite arvus, selgub, et miljoni vesinikuaatomi kohta on 98 000 heeliumiaatomit, 850 hapnikuaatomit, 360 süsinikuaatomit, 120 neooniaatomit, 110 lämmastikuaatomit ning 40 raua- ja räniaatomit.

Päikese mehaanika

Päikese kihilist struktuuri võrreldakse sageli sibulaga. See analoogia pole eriti edukas, kuna kihid ise läbivad võimsad vertikaalsed aine- ja energiavood. Kuid esmapilgul on see vastuvõetav. Päike paistab selle tuumas tekkiva termotuumaenergia tõttu. Temperatuur ulatub seal 15 miljoni kraadini Celsiuse järgi, tihedus - 160 g/cm 3, rõhk - 3,4x1011 atm. Nendes põrgulikes tingimustes toimuvad mitmed termotuumareaktsioonide ahelad, mis moodustavad prootoni-prootoni tsükli (p-p tsükkel). See võlgneb oma nime esialgsele reaktsioonile, kus kaks prootonit põrkuvad ja tekitavad deuteeriumituuma, positroni ja elektronneutriino.

Nende transformatsioonide käigus (ja neid on päris palju) sünnivad vesiniku põletused ja selliste elementide erinevad isotoobid Perioodiline tabel, nagu heelium, berüllium, liitium ja boor. Viimased kolm elementi astuvad tuumareaktsioonidesse või lagunevad, kuid heelium jääb alles – õigemini jääb alles selle peamine isotoop heelium-4. Selle tulemusena selgub, et neljast prootonist moodustub üks heeliumi tuum, kaks positroni ja kaks neutriinot. Positronid annihileeruvad kohe elektronidega ja neutriinod lahkuvad Päikesest, praktiliselt ilma selle ainega reageerimata. Iga p-p tsükli reaktsioon vabastab kujul 26,73 megaelektronvolti kineetiline energia sündinud osakesed ja gammakiirgus.

Kui protosolaarne pilv koosneks eranditult Suure Paugu ajal tekkinud elementidest (vesinik ja heelium-4 väga väikese deuteeriumi, heelium-3 ja liitium-7 seguga), oleks need reaktsioonid kõik lõpetanud. Päikese algaine koostis oli aga palju rikkalikum, mille vaieldamatuks tõestuseks on vähemalt raua olemasolu päikeseatmosfääris. See element, nagu tema lähimad naabrid perioodilisustabelis, sünnib ainult palju massiivsemate tähtede sügavustes, kus temperatuur ulatub miljarditesse kraadidesse. Päike ei kuulu nende hulka. Kui rauda seal ikka leidub, siis ainult seetõttu, et esmane pilv oli juba selle metalli ja paljude teiste elementidega saastunud. Kõik need tekkisid eelmiste põlvkondade hiiglaslike tähtede tuumaahjudes, mis plahvatasid supernoovadena ja hajutasid oma loometegevuse saadusi kogu avakosmosesse.

See asjaolu ei muuda oluliselt ülaltoodud päikesesisese termotuumasünteesi skeemi, kuid toob sellesse siiski sisse mõned muudatused. Fakt on see, et 15 miljoni kraadi juures võib vesinik süsinik-lämmastik-hapnik tsüklis (CNO tsükkel) muutuda heeliumiks. Alguses põrkab prooton süsinik-12 tuumaga ja tekitab lämmastik-13 tuuma ja gammakiirguse kvanti. Lämmastik laguneb süsinik-13 tuumaks, positroniks ja neutriinoks. Raske süsiniku tuum põrkab taas kokku prootoniga, millest tekib lämmastik-14 pluss gammakiir. Lämmastik neelab alla kolmanda prootoni, vabastades gamma kvant ja hapnik-15, mis muundatakse lämmastik-15, positroniks ja neutriinoks. Lämmastiku tuum hõivab viimase, neljanda prootoni ja jaguneb süsinik-12 ja heelium-4 tuumadeks. Kogubilanss on sama, mis esimeses tsüklis: alguses neli prootonit, alfaosake (ehk heelium-4 tuum), lõpus paar positronit ja paar neutriinot. Lisaks muidugi sama energiaväljund, peaaegu 27 MeV. Mis puutub süsinik-12-sse, siis seda ei tarbita selles tsüklis üldse, see kaob esimeses reaktsioonis ja ilmub uuesti viimases reaktsioonis. See ei ole kütus, vaid katalüsaator.

Päike pöörleb ümber oma telje, kuid mitte ühtse tervikuna. Joonisel on SOHO (Solar Heliospheric Observatory) kosmoseobservatooriumi kogutud arvutimudel, mis põhineb Päikese üksikute osade pöörlemiskiiruse Doppleri mõõtmistel. Värv näitab pöörlemiskiirust (kahanevas järjekorras: punane, kollane, roheline, sinine). Erineva kiirusega liikuva kuuma plasma alad moodustavad “linde”, mille piiridel tekivad lokaalsete magnetväljade häired, mille tagajärjel tekivad siin kõige sagedamini päikeselaigud.

CNO tsükli reaktsioonid Päikese sees on üsna loid ja annavad vaid poolteist protsenti kogu energiatoodangust. Siiski ei tohiks neid unustada, kas või juba sellepärast, et vastasel juhul alahinnatakse päikese neutriinovoo arvutuslikku võimsust. Päikese neutriinokiirguse saladused on väga huvitavad, kuid see on üsna tõsi iseseisev teema, mis ei mahu selle artikli ulatusse.

Väga noore Päikese tuum koosnes 72% ulatuses vesinikust. Mudelarvutused on näidanud, et praegu moodustab see ainult 35% südamiku kesktsooni massist ja 65% perifeersest tsoonist. Midagi ei saa teha, isegi tuumakütus põleb ära. Miljardeid jätkub aga veel viieks aastaks. Päikese termotuumaahjus toimuvaid protsesse võrreldakse mõnikord vesinikupommi plahvatusega, kuid sarnasus on siin väga tinglik. Kümneid kilogramme võimsat täidist tuumapommid mille võimsus on megatonni ja kümneid megatonne TNT ekvivalenti. Kuid päikesetuum toodab kogu oma hiiglasliku massiga vaid umbes sada miljardit megatonni sekundis. Lihtne on välja arvutada, et keskmine võimsus on kuus mikrovatti kilogrammi kohta – inimkeha toodab soojust 200 000 korda aktiivsemalt. Päikese termotuumasüntees ei "plahvata", vaid aeglaselt, aeglaselt "hajub" - meie suureks õnneks.

Särav ülekanne

Tuuma välispiir on Päikese keskpunktist ligikaudu 150 000 km kaugusel (raadiusega 0,2). Selles tsoonis langeb temperatuur 9 miljoni kraadini. Järgneva jahutamisega prooton-prootoni tsükli reaktsioonid peatuvad – prootonitel ei ole piisavalt kineetilist energiat, et ületada elektrostaatiline tõukejõud ja sulanduda deuteeriumi tuumaks. Seal ei toimu ka CNO tsükli reaktsioone, kuna nende temperatuurilävi on veelgi kõrgem. Seetõttu kaob südamiku piiril päikese termotuumasünteesi.

Päikeselaigu kolmemõõtmeline mudel, mis on ehitatud SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) kosmoseobservatooriumi ühe instrumendi (Michelson Doppler Imager) abil saadud andmete põhjal. Ülemine tasapind on Päikese pind, alumine tasand läbib 22 tuhande kilomeetri sügavuselt. Vertikaalset lõiketasapinda pikendatakse 24 tuhande kilomeetrini. Värvid tähistavad erineva helikiirusega alasid (kahanevas järjekorras – punasest siniseni mustani). Laigud ise on kohad, kus päikese atmosfääri tungivad tugevad magnetväljad. Need on nähtavad Päikese pinnal jahedama temperatuuriga aladena, mida tavaliselt ümbritsevad kuumemad aktiivsed piirkonnad, mida nimetatakse faculaeks. Päikeselaikude arv muutub 11-aastase perioodiga (mida rohkem neid on, seda rohkem rohkem tegevust päike).

Südamikku ümbritseb paks sfääriline kiht, mis lõpeb 0,7 päikeseraadiusega vertikaalse märgiga. See on kiirgustsoon. See on täidetud vesinik-heeliumi plasmaga, mille tihedus väheneb tsooni sisepiirilt välispiirile liikudes sada korda, 20-lt 0,2 g/cm 3 . Kuigi välimised plasmakihid on jahedamad kui sisemised, ei ole sealne temperatuurigradient nii suur, et tekiksid vertikaalsed ainevoolud, mis kannavad soojust alumistest kihtidest ülemistesse (seda soojusülekande mehhanismi nimetatakse konvektsiooniks). Supranukleaarses kihis konvektsiooni ei ole ega saagi olla. Tuumas vabanev energia läbib seda elektromagnetkiirguse kvantidena.

Kuidas see juhtub? Tuuma keskmes tekkivad gamma kvantid on selle aines hajutatud, kaotades järk-järgult energiat. Tuuma piirini jõuavad nad pehme röntgenikiirgusena (lainepikkus suurusjärgus üks nanomeeter ja energia 400−1300 eV). Sealne plasma on neile peaaegu läbipaistmatu, et footonid võivad selles liikuda vaid murdosa sentimeetrist. Kokkupõrkel vesiniku ja heeliumiioonidega loovutavad kvantid neile oma energia, mis kulub osaliselt osakeste kineetilise energia samal tasemel hoidmiseks ning osaliselt eraldub uuesti suurema pikkusega uute kvantidena. Seega hajuvad footonid järk-järgult läbi plasma, surevad ja sünnivad uuesti. Rändavad kvantid liiguvad ülespoole (kus aine on vähem tihe) kergemini kui allapoole ja seetõttu voolab kiirgusenergia tsooni sügavustest selle välispiirini.

Kuna aine on kiirgusülekande tsoonis liikumatu, pöörleb see ühtse tervikuna ümber päikese telje. Aga ainult esialgu. Kui footonid liiguvad Päikese pinna poole, läbivad nad ioonidega kokkupõrgete vahel järjest pikemaid vahemaid. See tähendab, et kiirgavate ja neelavate osakeste kineetilise energia erinevus suureneb kogu aeg, sest suuremal sügavusel on päikeseaine kuumem kui madalamal. Selle tulemusena plasma destabiliseerub ja selles tekivad tingimused aine füüsiliseks liikumiseks. Kiirgusülekande tsoon muundub konvektiivtsooniks.

26. veebruaril 1998 toimunud täieliku päikesevarjutuse ajal tehtud foto päikesekoroonist. Koroon on päikeseatmosfääri välimine osa, mis koosneb haruldasest vesinikust, mis on kuumutatud temperatuurini umbes miljon kraadi Celsiuse järgi. Pildil olevad värvid on sünteetilised ja näitavad krooni heleduse vähenemist, kui see Päikesest eemaldub (sinine ja roosa laik keskel on Kuu).

Konvektsiooni tsoon

See algab 0,3 raadiuse sügavuselt ja ulatub kuni Päikese (õigemini selle atmosfääri) pinnani. Selle tald kuumutatakse 2 miljoni kraadini, samal ajal kui temperatuur välispiir ei ulatu isegi 6000˚С. See on radiaalsest tsoonist eraldatud õhukese vahekihiga - tahhokliiniga. Selles juhtuvad kõige huvitavamad, kuid veel mitte hästi uuritud asjad. Igal juhul on alust arvata, et tahhokliinis liikuvad plasmavoolud annavad peamise panuse päikese magnetvälja tekkesse. Lihtne on arvutada, et konvektsioonivöönd võtab enda alla umbes kaks kolmandikku Päikese ruumalast. Selle mass on aga väga väike – vaid kaks protsenti Päikesest. See on loomulik, sest päikeseaine muutub keskmest eemaldudes paratamatult haruldaseks. Tsooni alumisel piiril on plasma tihedus 0,2 vee tihedust ja atmosfääri sisenemisel väheneb see 0,0001 maa õhu tiheduseni merepinnast kõrgemal.

Konvektiivtsoonis olev aine liigub väga segaselt. Selle baasist tõusevad võimsad, kuid aeglased kuuma plasma vood (läbimõõduga sada tuhat kilomeetrit), mille kiirus ei ületa mõnda sentimeetrit sekundis. Nende poole laskuvad mitte nii võimsad vähem kuumutatud plasma joad, mille kiirust mõõdetakse juba meetrites sekundis. Mitme tuhande kilomeetri sügavusel jaguneb kerkiv kõrgtemperatuuriline plasma hiidrakkudeks. Suurimatel neist on lineaarsed mõõtmed umbes 30-35 tuhat kilomeetrit - neid nimetatakse supergraanuliteks. Pinnale lähemal moodustuvad mesograanulid, mille iseloomulik suurus on 5000 km, ja veelgi lähemal - 3–4 korda väiksemad graanulid. Supergraanulid elavad umbes ööpäeva, graanulid tavaliselt mitte rohkem kui veerand tundi. Kui need plasma kollektiivse liikumise saadused jõuavad päikese pinnale, on need spetsiaalse filtriga teleskoobi kaudu kergesti nähtavad.

Atmosfäär

See on üsna keeruline. Kogu päikesevalgus läheb kosmosesse selle alumiselt tasandilt, mida nimetatakse fotosfääriks. Peamine valgusallikas on fotosfääri alumine kiht, paksusega 150 km. Kogu fotosfääri paksus on umbes 500 km. Mööda seda vertikaali langeb plasma temperatuur 6400 K-lt 4400 K-ni.

Fotosfääris ilmuvad pidevalt madala temperatuuriga piirkonnad (kuni 3700 K), mis helendavad nõrgemalt ja tuvastatakse tumedate laikudena. Päikeselaikude arv varieerub 11-aastase perioodiga, kuid need ei kata kunagi rohkem kui 0,5% päikesekettast.

Fotosfääri kohal on kromosfääri kiht ja veelgi kõrgemal päikesekroon. Krooni olemasolu on teada juba ammusest ajast, kuna see on täieliku päikesevarjutuse ajal selgelt nähtav. Kromosfäär avastati suhteliselt hiljuti, alles 19. sajandi keskel. 18. juulil 1851 jälgisid sajad Skandinaaviasse ja ümbritsevatesse riikidesse kogunenud astronoomid, kuidas Kuu katab päikeseketta. Mõni sekund enne krooni ilmumist ja vahetult enne varjutuse täieliku faasi lõppu märkasid teadlased ketta servas hõõguvat punast poolkuu. 1860. aasta varjutuse ajal oli võimalik mitte ainult selliseid rakette paremini uurida, vaid ka saada nende spektrogramme. Üheksa aastat hiljem nimetas inglise astronoom Norman Lockyer seda tsooni kromosfääriks.

Kromosfääri tihedus on isegi fotosfääriga võrreldes äärmiselt madal, ainult 10–100 miljardit osakest 1 cm³ kohta. Kuid seda kuumutatakse tugevamalt - kuni 20 000˚C. Kromosfääris täheldatakse pidevalt tumedaid piklikke struktuure - kromosfääri filamente (nende tüüp on tuntud prominentsid). Need on tihedama ja külmema plasma tükid, mis on fotosfäärist tõstetud magnetvälja silmuste abil. Nähtavad on ka suurenenud heledusega alad – flokullid. Ja lõpuks ilmuvad kromosfääri pidevalt piklikud plasmastruktuurid - spicules, mis mõne minuti pärast kaovad. Need on omamoodi viaduktid, mida mööda voolab aine fotosfäärist koroonasse.

Meie tähe edasine saatus sõltub otseselt päikese sisemuses toimuvatest protsessidest. Kui vesinikuvarud vähenevad, tõmbub tuum järk-järgult kokku ja soojeneb, mis suurendab Päikese heledust. Alates peajadatäheks saamisest on see kasvanud juba 25-30% – ja see protsess jätkub. Umbes 5 miljardi aasta pärast jõuab südamiku temperatuur sadade miljonite kraadideni ja seejärel süttib selle keskel (süsiniku ja hapniku moodustumisega) heelium. Sel ajal põletatakse vesinikku äärealadel ja selle põlemistsoon liigub veidi pinna poole. Päike kaotab hüdrostaatilise stabiilsuse, selle välimised kihid paisuvad tugevalt täis ja see muutub hiiglaslikuks, kuid mitte eriti eredaks valgustiks - punaseks hiiglaseks. Selle hiiglase heledus on kaks suurusjärku suurem kui Päikese praegune heledus, kuid selle eluiga on palju lühem. Selle südamiku keskel koguneb kiiresti suur hulk süsinikku ja hapnikku, mis ei saa enam süttida - temperatuuri pole piisavalt. Välimine heeliumikiht jätkab põlemist, järk-järgult laienedes ja seetõttu jahtudes. Heeliumi termotuumapõlemiskiirus suureneb temperatuuri tõustes ülikiiresti ja temperatuuri langedes langeb. Seetõttu hakkavad punase hiiglase siseküljed tugevalt pulseerima ja lõpuks võib jõuda selleni, et tema atmosfäär paiskub ümbritsevasse ruumi kümnete kilomeetrite sekundis. Esiteks helendab laienev tähekest, mis on alluvate tähekihtide ioniseeriva ultraviolettkiirguse mõjul sinise ja rohelise valgusega - praeguses etapis nimetatakse seda planetaarseks udukoguks. Kuid tuhandete või kõige rohkem kümnete tuhandete aastate pärast udukogu jahtub, tumeneb ja hajub kosmoses. Mis puutub südamikku, siis elementide muundumine peatub üldse ja see hakkab särama ainult tänu kogunenud soojusenergiale, jahtudes ja tuhmudes üha enam. See ei saa kokku kukkuda neutrontäheks või mustaks auguks, seal pole piisavalt massi. Selliseid Boses surnud päikesetüüpi tähtede jahtunud jäänuseid nimetatakse valgeteks kääbusteks.

Koroon on atmosfääri kuumim osa, selle temperatuur ulatub mitme miljoni kraadini. Seda kuumutamist saab seletada mitme magnetohüdrodünaamika põhimõtetel põhineva mudeliga. Kahjuks on kõik need protsessid väga keerulised ja väga vähe uuritud. Samuti on kroon täis erinevaid konstruktsioone – auke, aasasid, voore.

Päikeseprobleemid

Hoolimata asjaolust, et Päike on suurim ja kõige nähtavam objekt maa taevas, on meie tähe füüsikas palju lahendamata probleeme. "Me teame, et Päikese magnetism mõjutab selle atmosfääri dünaamikat äärmiselt tugevalt - näiteks tekitab see päikeselaike. Kuid kuidas see tekib ja kuidas see plasmas levib, pole veel välja selgitatud,” vastab Ameerika riikliku päikesevaatluskeskuse direktor Steven Keil PM-i küsimusele. — Teisele kohale asetaksin esinemismehhanismi dešifreerimise päikesekiirte. Need on lühiajalised, kuid äärmiselt võimsad kiirete elektronide ja prootonite emissioonid, mis on kombineeritud sama võimsate mitmesuguste lainepikkustega elektromagnetilise kiirguse voogude tekitamisega. Puhangute kohta on kogutud ulatuslikku teavet, kuid nende esinemise kohta pole veel mõistlikke mudeleid. Lõpuks oleks vaja mõista, kuidas fotosfäär koroonat energiaks annab ja selle temperatuurini, mis on tema enda temperatuurist kolm suurusjärku kõrgem, soojendab. Ja selleks on kõigepealt vaja õigesti määrata korona sees olevate magnetväljade parameetrid, kuna need suurused pole kaugeltki täielikult teada.