Päike

Kõik tähed, ka meie Päike, on hiiglaslikud ülekuumutatud gaasi pallid, mida hoitakse aatomireaktsioonide mõjul kuumana nende keskustes. Meie Päikeses on see aatomreaktsioon vesiniku sulamine : neli vesiniku aatomit on ühendatud, moodustades ühe heeliumi aatomi. Arvatakse, et meie Päikese keskmes on temperatuur 36 000 000 F ehk umbes 20 000 000 C ja pinna temperatuur on keskmiselt 11 000 F ehk umbes 6 000 C. Päikese läbimõõt on 865 400 miili ja selle pindala on umbes 12 000 korda suurem kui Maa pindala. Võrreldes teiste tähtedega on meie Päike suuruselt ja temperatuurilt veidi alla keskmise ning kollane kääbustäht. see on 4,5 miljardit aastat vana ja selle kütusevaru (vesinik) piisab hinnanguliselt veel 5 miljardiks aastaks.



Meie Päike ei ole kosmoses liikumatu; tegelikult on kahte liiki liikumist . Üks on pealtnäha sirgjooneline liikumine Heraklese tähtkuju suunas kiirusega umbes 12 miili sekundis. Aga kuna Päike on osa Linnutee süsteem ja kuna kogu süsteem pöörleb oma keskme ümber aeglaselt, liigub ka Päike pöörleva Linnutee süsteemi osana kiirusega 175 miili sekundis.

Lisaks sellele liikumisele pöörleb Päike oma teljel. Tähelepanekud liikumise kohta päikeselaigud (tumedad alad, mis näevad välja nagu tohutud keeristormid) ja päikesepõletused, mida tavaliselt seostatakse päikeseplekkidega, on näidanud, et Päikese pöörlemisperiood on napilt 25 päeva. Kuid see arv kehtib ainult Päikese ekvaatori kohta; Päikese pooluste lähedal asuvate sektsioonide rotatsiooniperiood näib olevat 34 päeva. Kuna Päike tekitab ise oma soojuse ja valguse, pole pooluste ja ekvaatori vahel temperatuuri erinevust.

1998. aastal nägid teadlased seda esimest korda päikesekiirgused tekitavad seismilisi laineid Päikese siseruumides, mis sarnanevad maavärinate tekitatutega. Nad täheldasid 11,3-magnituudise maavärinaga samaväärset leegist põhjustatud päikesevärinat. See sisaldas umbes 40 000 korda energiat, mis eraldus 1906. aasta San Francisco suurel maavärinal.

Mida me nimetame Päikese pinnaks? on teaduslikult tuntud kui fotosfäär. Kuna kogu Päike on paisuva kuuma gaasi pall, pole pinda tegelikult olemas; see on visuaalse mulje küsimus. Fotosfääriväline kiht on tuntud kui kromosfäär, mis ulatub mitu tuhat miili kaugemale fotosfäärist. See on ühtlases liikumises ja sageli võib sellest välja paisata tohutuid silmapaistvusi, mis ulatuvad kosmosesse kuni 100 000 miili. Väljaspool kromosfääri on Kroon. The kroon koosneb väga nõrkadest gaasidest (sisuliselt vesinik) ja teeb suurepärase vaatepildi, kui Päike varjutatakse.

Lisaks kuumusele ja valgusele tekitab Päike ka päikesetuule - ioniseeritud osakeste voo, mis kiirgab läbi päikesesüsteemi suurel kiirusel väljapoole. Üks päikesetuule mõju on see, et see sunnib komeetide sabasid Päikesest eemale osutama. The päikesetuul suhtleb ka Maa magnetväljaga , põhjustades auroreid ja muid nähtusi. Päikesepõletused? Vesinikgaasi pursked Päikese pinnal võivad põhjustada häireid ka Maa magnetväljas.

Päikese vananedes see järk-järgult laieneb ja soojeneb. Hinnanguliselt suureneb Päikese sära järgmise 1,1 miljardi või enama aasta jooksul 10% ja umbes 6,5 miljardit aastat , meie vananev täht on oma praeguse heleduse kahekordistanud. Tekkinud äärmuslik kuumus on Maa jaoks katastroofiline: ookeanid keevad ära ja elu lõpeb meie teadaolevalt. Kaheksa miljardi aasta pärast ulatub Päikese raadius Veenuse praegusest orbiidist kaugemale, põhjustades Maa täieliku hävingu.


Linnutee galaktika.Autoriõigus 1990 Hanseni planetaarium, Salt Lake City, Utah. Paljundatud loaga.

Päikesesüsteemi moodustumine Päikesesüsteem Kuu