Prindi

PÄIKE

Põhiandmed

Füüsilised parameetrid
Näiv tähesuurus (V) -26,7m
Absoluutne tähesuurus (V) +4,8m
Spektraalklass G2V
Ketta näiv läbimõõt ca 32’
Raadius 696 tuhat km
Mass 2,0•1032 kg
Normaalkiirendus pinnal 27,9 g
Pinnatemperatuur 5780 K
Energeetiline võimsus 3,8•1024 W
Vanus 4,6 mlrd aastat

Orbitaalandmed
Kaugus Maalt 149,6 mln km (8,3 valgusminutit)
Kaugus Linnutee tsentrist 8,3 kpc (27 tuhat valgusaastat)
Tiirlemisperiood ümber
Linnutee tsentrit ca 230 mln aastat
Orbitaalkiirus Linnutees ca 220 km/s
Telje kalle ekliptikaga 7,250
Pöörlemisperiood 25,0 päeva ekvaatoril, 34,4 päev
poolustel

Keemiline koostis
Vesinik 73,5 % (massi järgi)
Heelium 24,8 %
Hapnik 0,8 %
Süsinik 0,3 %
Fe, Ne, N, Si jms.

Päike on meie Päikesesüsteemi kesktäht. Võrreldes Maaga, on tema läbimõõt 109 korda ja mass 330 korda suurem. Ca 99,86 % kogu Päikesesüsteemi massist on koondatud Päikeses. Päikese spektraalklass on G2V. G2 viitab pinnatemperatuurile (ca 5780 K) ja V viitab sellele, et Päike on nn peajada täht. Nagu teisedki peajada tähed, koosneb Päike enamasti vesinikust ja heeliumist. Päikese keskosas toimuvad termotuuma reaktsioonid, mille tulemusena vesinik muundub heeliumiks. Selles protsessis eraldatav energia ongi Päikese energiaallikaks. Spektraalklassi järgi kuulub Päike kollaste kääbuste hulka. Vaatamata sellele, võrreldes enamiku tähtedega Päike ei ole väike. Ta on massiivsem, kui 85 % Linnutees olevaid tähti; 50 lähimate tähtede hulgas on Päike oma heleduse poolest 4. kohal. Päike sündis ca 4,6 mlrd aastat tagasi tähtedevahelisest molekulaarpilvest, mis hakkas kollapseeruma iseenda gravitatsiooni mõjul. Kuna selle pilve aine koosnes kaugminevikus supernoovadena plahvatanud tähtede ainest, oli pilv rikastatud raskemate elementidega (metallidega). Seetõttu kuulub Päike nn esimesse põlvkonda.

2014-12-Päike-ja-korona
Foto: Päike ja seda ümbritsev korona kiht vaadatuna läbi optilise teleskoobi Maalt

Päike asub Maalt keskmisel ca 149,6 mln km kaugusel. Seega tema valgus jõuab Maani ca 8 minutiga ja on heledaim objekt meie taevas. Tema ketta näiv läbimõõt on ca 32’. Päikese poolt kiirgatav energiavoog on Maa orbiidi kaugusel ca 1,37 kW/m2 (nn päikesekonstant). Peaaegu kõik protsessid Maal ja teistel planeetidel toimuvad Päikese energia arvelt. Linnutees asub Päike nn Orioni spiraalharu sisemisel äärel kaugusel ca 27 000 valgusaastat (va) Linnutee tsentrist. Koos lähistähtedega tiirleb Päike ümber Galaktika tsentri perioodiga ca 230 mln. aastat. Päikesele lähim täht on Proxima Centauri, vähemassiivne punane kääbus, mis asub meist ca 4,2 va kaugusel.

Päike on väga nõrgalt elliptiline, tema polaarne raadius on ekvatoriaalsest vaid 9•10-4 % võrra väiksem. Elliptilisus tekib Päikese pöörlemise tõttu. Pöörlemine on diferentsiaalne, st pöörlemisperiood ekvaatoril on ca 25 päeva ja erineb pöörlemisperioodist poolustel, mis on ca 34,4 päeva. Päikesel on oma magnetväli, mis on muutlik perioodiga ca 22 aastat. Päikeseaktiivsus on enamasti seotud tema magnetväljaga.

2014-12-Päikese-ehitus
Illustratsioon: Päikese ehitus.

Sisemise ehituse poolest saab Päikese jaotada 4 peamiseks kihiks, mis loendatakse seest välja: tuum, kiirgusliku ülekande tsoon, konvektiivne tsoon, atmosfäär. Neid kihte saab omakorda jaotada alamkihtideks. Vaatleme neid eraldi.

1) Päikese tuum ulatub tsentrist raadiuseni kuni 150–170 tuhat km. Tihedus tuumas on ca 150 korda Päikese keskmisest tihedusest suurem. Temperatuur tsentris on ca 14 mln K, tuuma ülemisel piiril langeb see aga kuni ca 7 mln K-ni. Ainult Päikese tuumas on temperatuur ja rõhk piisavalt kõrged selleks, et saaks toimuda termotuumareaktsioonid. Seega kogu Päikese poolt töödeldav energia on pärit selle tuumast. Järgmised kihid osalevad vaid selle energia ülekandel tuumast Päikese pinnale. Peamine tuumas toimuv reaktsioon on nn prooton-prooton tsükkel. See koosneb mitmest etapist, mille tulemusena neli prootonit, ehk vesiniku tuuma ühinevad heeliumi tuumaks. Heeliumi tuuma seisumass on 0,7 % võrra väiksem kui nelja prootoni seisumass. Vastavalt kuulsale Einsteini seosele energia ja massi vahel E = mc2, eraldub reaktsioonis kaotatud seisumassile ekvivalentne energia. Energia eraldumine toimub peamiselt γ-kvantide kujul ja reaktsioonis osalevate tuumade kineetilise energia kujul. Mitu protsenti energiast kantakse ära reaktsioonides moodustuvate elektronneutriinode poolt. Need on neutraalsed osakesed, mis reageerivad ainega väga nõrgalt. Neutriinode jaoks on Päikese aine peaaegu läbipaistev, seega väljuvad nad tuumast vabalt, ilma neeldumiseta. Ajalooliselt on tuntud nn päikeseneutriino probleem: registreeritud Päikese elektronneutriinode voog on süstemaatiliselt väiksem kui teoreetilised mudelid eeldasid. Probleem sai lahendatud viimastel aastakümnetel, mil selgus, et neutriinodel on väike seisumass. Tänu sellele toimuvad nn neutriinovõnkumised: teel Päikeselt elektronneutriinod osaliselt muunduvad müüneutriinodeks ja tauneutriinodeks; neid kahte viimast neutriinode tüüpe on saanud võimalikuks registreerida alles hiljuti. Kõikide neutriinotüüpide voog on teooriaga kooskõlas.

2) Kiirgusliku ülekande tsoon ulatub ca 0,7 Päikese raadiuseni. Siin toimub energia ülekanne footonite neeldumise ja taaskiirgamise teel. Väga kõrge energiaga tuumas moodustunud γ-kvandid neelatakse aine poolt ja need „kilduvad“ suuremaks arvuks väiksema energiaga kvantideks. See protsess kordub pidevalt ja footonil kuulub peaaegu 200 tuhat aastat tsooni ülemise piirini jõudmiseks. Temperatuur langeb sel piiril kuni 2 mln K-ni.

2014-12-Päikese-konvektsioon
Illustratsioon: Päikese konvektiivsed rakud ja pinna granulatsioon 

3) Konvektiivse kihi põhi asub ca 200 000 km Päikese pinnast ja ulatub peaaegu pinnani. Kiirguslik ülekanne ei ole selles kihis efektiivne aga plasma tihedus on piisavalt nõrk võimaldamaks konvektiivset liikumist. See tähendab, et soojusenergia ülekanne toimub selles kihis tänu kuuma gaasi mullide vertikaalsele tõusule. Kuumade mullide asemele laskub ülevalt külmem gaas, mis omakorda kuumeneb ja hakkab tõusma. Terve kihi pindala on jaotatud nn konvektiivseteks rakkudeks. Raku keskosas liigub kuum gaas ülesse, perifeerial laskub aga külm gaas alla. Vertikaalsuunas ei ulatu rakk tsooni põhjalt tipuni, sest tegelikult koosneb tsoon omakorda allkihtidest, kusjuures erinevates allkihtides on raku laius ja gaaside kiirused erinevad. Alumised rakud on kõige suuremad, nende raadius on umbes pool Päikese raadiusest. Gaaside kiirused on siin minimaalsed, ulatudes mõnekümne meetrini sekundis. Ülemised rakud on aga laiusega vaid mitusada kilomeetrit. Gaas liigub nendes kiirusega 1–2 km/s. Ülemisi rakke saab näha nn läbi Päikese fotosfääri ja need moodustavad nn granulatsiooni. Granulatsioonil on suureskaalaline struktuur, mida nimetatakse supergranulatsiooniks ja mis on eeldatavasti seotud sügavamate konvektiivsete rakkude jaotusega.

4) Konvektiivse tsooni peal asub atmosfäär, mida saab omakorda jaotada alamkihtideks. Atmosfääri alumine kiht on fotosfäär. See on kiht, kus aine muutub läbipaistvaks ja kus moodustub Päikese pidev spekter, mis on lähedane temperatuuriga 5780 K absoluutse musta keha spektrile. Suurim osa kosmosesse kiirgavatest footonitest on pärit fotosfäärist. Päikese fotosfääri paksus on ca 300 km; selle all on aine peaaegu nähtamatu. Tänu fotosfääri suhteliselt väikesele paksusele Päikesel on nähtav terav äär. Fotosfääri aine on vaid nõrgalt ioniseeritud tänu suhteliselt madalale temperatuurile.

Fotosfääri peal asub kromosfäär. See kiht on paksusega ca 2000 km, aga tema ülemine piir ei ole sile: sellest tõusevad pidevalt gaasijoad – spiikulad. Spiikulate läbimõõt on mitusada kilomeetrit ja nende kõrgus ulatub tuhandete kilomeetriteni. Gaasikiirused võivad siin ületada 10 km/s, elueaga vaid mõned minutid. Need katavad ca 1 % Päikese pinnast. Temperatuur kromosfääris kasvab kõrgusega, jõudes kuni 20 tuhat K; kromosfääri ainet kuumendavad lööklained ja magnetilised efektid. Kromosfääri horisontaalne struktuur on seotud supergranulatsiooniga. Seal ilmnevad kuumad regioonid, ehk nn flokkulid. Kuna gaasi tihedus on kromosfääris madal, ei ole seda tavaliselt näha, sest fotosfäär pimestab silma. Kromosfäär saab nähtavaks päikesevarjutuste ajal, kui Päikese ketas on varjatud Kuuga.

Atmosfääri ülemine kiht on kroon. Kroonil puudub täpne ülemine piir ning see ulatub isegi Maa orbiidist kaugemale. Selle tihedus aga langeb kiiresti kauguse kasvades. Krooni aine on nii hõre, et seda saab näha vaid päikesevarjutuste ajal või eriinstrumendi (koronograafi) abil. Selle kiirgus moodustab vaid ca 10-6 osa Päikese kogukiirgusest. Kroonil temperatuur kasvab, jõudes maksimaalse väärtuseni ca 2 mln K (!) kõrgusel 70 tuhat km Päikese pinnalt. Edasi temperatuur jälle langeb. Maa orbiidi kaugusel on see ca 100 tuhat K. Krooni kuumenemismehhanism ei ole siiamaani täielikult selge. Eeldatakse, et suurt rolli mängib Päikese magnetiline aktiivsus. Tänu kõrgele temperatuurile leidub kroonis väga kõrge ionisatsiooniastmega, 10–15 korda ioniseeritud metallide ioone. Nende spektraaljooned jäid identifitseerimata 1930-ndate aastateni, mil eksisteeris isegi hüpotees, et nad pärinevad veel tundmatust keemilisest elemendist, nn korooniumist. Päikese kroon on UV, röntgen- ja raadiokiirguse allikaks. Aine tihedus ja temperatuur kroonis kõiguvad päikeseaktiivsusega. Perioodiliselt ilmuvad nn krooni augud. Need regioonid on vähenenud plasma tihedusega. Aukude arv suureneb päikeseaktiivsuse miinimumis. Augud on päikesetuule allikad, kiired osakesed väljuvad nendest ja lenduvad kosmosesse.

2014-12-Päikese-kroon-varjutuse-ajal
Foto: Päikese kroon päikesevarjutuse ajal

Päikesetuul on ioniseeritud osakeste (peamiselt prootonite, elektronide ja α–osakeste) voog, mis väljub kroonist ja liigub väljapoole kosmoseruumi. Tuul koosneb aeglasest ja kiirest komponendist. Aeglase komponendi kiirus on ca 400 km/s temperatuur ca 20 mln K. See väljub „rahulikest“ krooni regioonidest ja selle koostis on lähedane krooni koostisele. Kiire komponent pärineb aktiivsetest regioonidest ning tema kiirus võib ületada 1000 km/s. Selle tihedus ja temperatuur on väiksemad kui aeglasel komponendil. Tuulega kaotab Päike ca 2,5•10-14 oma massist aastas, seega massikadu on tühine. Aeg-ajalt toimuvad spontaansed nn krooni massi pursked, kus Päikese magnetiline energia kulub massilisele osakeste kiirendamisele. Päikesetuul mõjutab Maa magnetosfääri, kutsudes esile erinevaid efekte, nt virmalisi.

Päike on magnetiliselt aktiivne täht ja tema aktiivsus on enamasti seotud magnetväljaga. Vastavalt tänapäevastele teooriatele genereeritakse Päikese globaalne magnetväli (induktsiooniga keskmiselt mitu Gs) kiirgusliku ja konvektiivse tsooni piiril, kus toimub nii vertikaalne kui ka horisontaalne (diferentsiaalse pöörlemisega seotud) plasma liikumine. Magnetväli ei ole statsionaarne. Aktiivsuse miinimumis on see dipoolstruktuuriga. St eksisteerivad magnetilised põhja- ja lõunapoolused, mis asuvad pöörlemisteljele lähedal. Muutlikkuse poolperioodi jooksul poolused vahelduvad. Esialgu dipoolne väli nõrgeneb  järk-järgult ja lõpuks kaob. Magnetväljal jääb ainult kvadrupoolkomponent. See etapp vastab Päikese aktiivsuse maksimumile. Edasi ilmub dipoolkomponent uuesti aga vastupidise polaarsusega ja kasvab maksimumi. Poolperioodi keskmine pikkus on ca 11 aastat (aga võib varieeruda 9 kuni 14 aastani) ning täisperiood on vastavalt 22 aastat. Täisperioodi jooksul toimub magnetpooluste naasmine algseisu. Samas Päikese aktiivsuse vaatepunktist on poolperiood tähtsam, kuna täisperioodi jooksul toimub kaks aktiivsuse maksimumi ja miinimumi. Päikese aktiivsus erinevatel tsüklitel ei jää samuti samaks - mõned maksimumid on teistest intensiivsemad. Peale globaalset magnetvälja ilmuvad Päikesel ebaregulaarsed, ehk lokaalsed magnetväljad (induktsiooniga kuni tuhandeid Gs).

Päikeseaktiivsusega on seotud päikeseplekid – tumedamad regioonid fotosfääril, mille temperatuur on võrreldes ümbritsevate regioonidega kuni 2000 K madalam. Plekkides takistavad lokaalsed magnetväljad konvektsiooni. Seega kuum gaas ei saa väljuda pinnale. Selle tulemusena hakkab gaas voolama horisontaalses suunas ja väljub pleki perifeerial, kus temperatuur ja heledus tõusevad. Seetõttu on plekkide mõju Päikese koguheledusele väga väike. Plekkide läbimõõt varieerub tuhandest kuni mitmekümnetuhande kilomeetrini. Tihti ilmuvad need gruppidena. Väikesed plekid, ehk nn poorid eksisteerivad mitu tundi, suuremad mitukümmend tundi, seega saab neid näha korduvatel Päikese tiirudel. Plekkide arv võib ületada aktiivsuse maksimumil isegi 200 ja need on Päikese pinnal jaotatud mitteühtlaselt. Aktiivsuse algfaasis ilmuvad nad umbes 30-ndal laiuskraadil ning maksimumi juures nihkuvad 50-ndale laiuskraadile, mida kutsutakse nn Spörer’i seaduseks. Kõrgematel laiustel on plekke oluliselt vähem.

2014-12-Päikeseplekid
Foto: Päikeseplekid

Teised Päikese aktiivsuse avaldumised on nn protuberantsid, tormid jms. Protuberantsid on gaasi joad  ja mõnikord sõlmed, kus gaas liigub mööda magnetvälja jooni ja tõuseb Päikese pinna peal. Need võivad jõuda isegi sadade tuhandete km kõrguseni. Gaasi kiirused on nendes kuni mitusada km/s. Tormid on spontaansed energia eraldamise episoodid, mil visatakse ilmaruumi kiirete osakeste jugasid. Tormide absoluutne energia on väga kõrge - suurusjärgus 1025 J, aga nende suhteline võimsus on siiski tühine võrreldes Päikese koguvõimsusega. Tormide ajal mõjutavad väljavisatud osakesed Maa magnetosfääri ja ülemist atmosfääri kihti. Need võivad kahjustada kunstlikke satelliite Maa orbiidil, tekitada häireid raadiosides Maal ja mõnikord rikkuda isegi elektrosüsteemide normaalset tööd.

2014-12-Päikesepurske-areng
Foto: Päikesepurske, ehk protuberantsi areng 

Päikese tulevik on määratud tema evolutsiooniga. Ta jääb tähtede peajadale veel ca 5–6 mlrd aastaks. Samas, Päikese kiirgus kasvab aeglaselt ca 10 % võrra iga järgneva miljardi aastat kohta ja juba 1–2 mlrd aasta pärast tõuseb temperatuur Maal nii kõrgeks, et välistab siin elu eksisteerimise praegustes tingimustes. Peale ca 5 mlrd aastat kasvab temperatuur Päikese tuumas nii kõrgeks, et termotuuma reaktsioonide tsoon laieneb ja energia eraldus kasvab tugevasti. Selle tulemusena hakkavad Päikese välised kihid paisuma. Paisumise maksimumis ulatub tema pind Maa orbiidini või veel kaugemale. Päikese kiirgus kasvab tuhandeid kordi, pinnatemperatuur aga langeb ja Päike muutub punaseks hiiuks. Selles protsessis kaotab Päike ca 1/3 oma massist. Tõenäoliselt hakkab Päike neelama lähimaid planeete, k.a Maad. 7,5 mlrd aasta möödumisel  tõuseb Päikese tuumas temperatuur niivõrd kõrgeks, et algavad reaktsioonid heeliumiga, mis hakkab põlema süsinikuks. Päikese raadius kahaneb ja saab võrdseks ca 10 praegusele raadiusele. See etapp kestab vaid ca 100 mln aastat ja kui heelium hakkab otsa saama, kasvab Päikese raadius uuesti. Lõpuks paisuvad väliskihid ilmaruumi ja põgenevad Päikese gravitatsiooniväljast, moodustades planetaarse udukogu. Paisudes see udukogu seguneb kokku tähtedevaheliste gaaspilvedega ning sellest ainest moodustuvad tulevikus uued tähed. Peamiselt süsinikust ja hapnikust koosnev Päikese tuum tõmbub kokku väga kompaktseks ja tihedaks objektiks, ehk valgeks kääbuseks, mille raadius võrdub umbes Maa raadiusega. Olles esialgselt väga kuum, jahtub see objekt järk-järgult ja muutub üha tumedamaks. Sellega lõpebki Päikese evolutsioon.

2014-12-Päikese-evolutsioon
Illustratsioon: Päikese evolutsioon. Arenguskaala on miljardites aastates ning Päikese läbimõõdu skaala on vaid hinnanguline.

Autor: Vladislav-Veniamin Pustõnski / Green Vironia OÜ

Allikad:
http://earthspacenews.com/wp-content/uploads/2013/10/706436main_20121114-304-193Blend_M6-orig_full.jpg 
http://www.vikdhillon.staff.shef.ac.uk/teaching/phy213/solar_interior.gif 
http://boojum.as.arizona.edu/~jill/NS102_2006/Lectures/Lecture14/15-14a.jpg 
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c7/Solar_eclipse_1999_4.jpg 
http://m.teachastronomy.com/astropediaimages/sunspot_high.jpg 
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5e/Flare_and_after-flare_prominence.jpg 
http://kishukishan.files.wordpress.com/2011/01/solar_evolution-dlh.png