Päikese tuumas sündinud footon võib võtta kuni 170.000 aastat, et vireleid pinnale. Neutriino, mis sündis samas fuusionireaktsioonis, täpselt samal hetkel, teeb sama teekonna 2,3 sekundis. See vahe räägib palju rohkem sellest, mis Päike tegelikult on – tihe, turbulentne reaktor, mitte ainult tulepall – kui peaaegu ükski teine fakt selle kohta.
Päike on täht meie Päikesesüsteemi keskpunktis, sisuliselt kogu valguse, soojuse ja energia allikas, mis muudab elu Maal võimalikuks. See on piisavalt lähedal, et seda üksikasjalikult uurida, ja piisavalt tavaline, kui arvesse võtta tähti, et õpetada meid miljardist teisest, mida me kunagi ei külasta.
See tuttavuse ja kurioossuse kombinatsioon teeb selle vääriliseks lähemalt vaatamiseks. Selle pind on miljonid kraadid jahedam kui selle kohal olev õhuke atmosfäär, selle kuju on lähemal täiuslikule kera kui midagi muud kunagi mõõdetud, ja kosmoselaevad on alles hiljuti suutnud selle välimine serva läbi lendada ja ellu jääda, et teatada.
Kera Ümaram kui Midagi Muud, Mida Me Kunagi Mõõtsime
Päike on tohutu iga inimese standardi järgi – selle läbimõõt on umbes 1.391.400 km, ligikaudu 109 korda Maa omast, mis teeb sellest Päikesesüsteemi suurima ja massiivseima objekti. Üksinda moodustab ta ligikaudu 99,86% Päikesesüsteemi kogumassist; kõik ülejäänud, Jupiterist väikseimaidi asteroidini, on see, mis järele jääb. Massivahe edasiandmiseks inimese skaalal kuluks üle 330.000 Maa Päikese tasakaalustamiseks kaalul ja 1,3 miljonit Maad tema mahu täitmiseks.
Sellest massist hoolimata on Päike märkimisväärselt lähemal täiuslikule kerale. Satelliidimõõtmised leidsid tema ablatiooni – kui palju ta kumardub ekvaatoril versus tasandus poolustel – ainult umbes 8 miljonosa. See teeb selle, sellise mõõtmise järgi, looduslikuks objektiks, mis jääb täiuslikule kera kõige lähem kunagi tähele pandud. Objekti jaoks, mis on täielikult turbulentse plasma'st ilma jäigale pinnata oma kujut säilitamiseks, on see täpsus ootamatu; see tähendab, et Päikese gravitatsioon domineerib täielikult selle sisemist dünaamikat, nii et isegi kiire pöörlemine seda vaid napilt moonutab.
Pöörlemisest rääkides, Päike ei pöörle tahke planeedi moodi. Tausttähtede suhtes mõõdetuna on selle pöörlemisperiood umbes 25,6 päeva ekvaatoril kuid 33,5 päeva poolustel – vahe, mida nimetatakse diferentsiaalse pöörlemiseks, võimalik ainult seetõttu, et Päike on kõikjal vedelik jäiga keha asemel.
Tuum Piisavalt Kuum Aatomite Sulamiseks, Pind Jahe Võrdluses
Päikese keskmes jõuavad temperatuurid peaaegu 15,7 miljardile kelvíinile ja tihedused tõusevad 150 g/cm³-ni – ligikaudu 150 korda vedela vee tihedus – tingimused piisavalt äärmised tuumafusiooni toetamiseks. See fusoon on see, mis paneb Päikese särama, kuid energia, mille ta vaabastab, ei liigu otse välja. See neeldub ja kiiratakse uuesti korrakordselt ümbritseva plasma poolt, protsess nii aeglane, et fotoni viivitus kuni 170.000 aastaks, nagu eespool kirjeldatud, on otsene tagajärg sellest, kui täielikult pakitud Päikese sisekeskkond on.
Domineeriv fuusiooniprotsess on proton-protoni kett, kuid sekundaarne tee, mida nimetatakse CNO-tsükliks, varustab praegu umbes 0,8% Päikese energiast – väike osa täna, kuid see, mida astronoomid ootavad kasvamist, kui Päike vanemb ja heleneb üle miljardite aastate. Kui selle fuusiooni abil tekitatud energia lõpuks pinnale jõuab, on temperatuur hirmsasti langenud: Päikese pind ehk fotosfäär istub vaid umbes 5800 K, väike osa tuuma temperatuurist.
See järsk langus tuumast pinnale paneb järgmise mõistatuse, sest pinna kohal olev atmosfäär pöördab trendi täielikult ümber.
Atmosfäär, mis Muutub Kuumemaks, Mida Kaugemale Lähete
Otse 5800 K fotosfääri kohal istub kroon, Päikese väline atmosfäär – ja see on dramaatiliselt kuumem, mitte jahedam. Kroon keskmiselt 1.000.000 kuni 2.000.000 K, ja selle kuumemad piirkonnad ulatuvad 8.000.000 kuni 20.000.000 K. Praegu puudub täielik teooria, mis selgitaks, miks kroon on nii palju kuumem kui pind, millel ta istub, kuigi magnetiline taasühendamine teadaolevalt pakub vähemalt osa soojusest. See jääb Päikese üks tüüpilisemaid lahendamata küsimusi.
.jpg){kind=link}
Kroonust lähivaatlusi võis võimalikuks muuta alles hiljuti. Aprilli 2021. aastal sai NASA-s Parker Solar Probe esimeseks kosmosesondiks, mis selle läbi lendas, ületades kroonust heliosentriliselt kaugustel 16 kuni 20 päikeseraadiuses ja ellu jäi tingimusi, milleks ükski varasem missioon polnud ehitatud taluma. Selle piiriga jõudmine võttis üle kuue aastakümne kosmoselennu ajaloost – meeldetuletus sellest, kui vaenulik on keskkond otse meie enda tähe ümber.
Kroon pole ka Päikese lähedale piiratud. Väljapoole voolates muutub see päikesetuuleks, mis liigub kogu Päikesesüsteemi läbi, kuni see tabab heliospauus rohkem kui 50 au (7,5 miljardit km) Päikesest. Voyager 1 ületas selle piiri tähtedevahelisse ruumi 25. augustil 2012 ligikaudu 122 au (18,3 miljardit km) kaugusel – tõend, et Päikese mõju ulatub palju kaugemale planeetidest, enne kui see lõpuks andub galaksi ülejäänule.
Piisavalt Hele, et Alistada Kõik Muud Tähed Kokku
Maalt on Päikesel nähtav suurusjärk -26,74, mis teeb sellest jõudsalt taevas heleim objekti. See number tähendab ligikaudu 13 miljardit korda heledama kui Sirius, järgmine heledaim täht, millel on nähtav suurusjärk -1,46. Vahe on tõesti distantsi küsimus, mitte puhtal jõul: Päike on vaid umbes 93 miljonit miili (150 miljonit kilomeetrit) Maast, samas kui iga teine täht on triljonite miili kaugusel – piisavalt lähedal, et selle valgus omaksvõtab kõik muud öö taeva punktid kokku.
Päikeseplekkid, Plahvatused ja Prominentsused: Päikese Ilm
Päikese pind pole staatiline. Päikeseplekkid – jahemad, tumememad flekid põhjustatud kontsentreeritud magnetväljadest – omavad tuuma temperatuure ligikaudu 3.000 kuni 4.500 K võrreldes ümbritseva fotosfääriga ligikaudu 5.780 K ja varieeruvad suuresti suuruses, 16 km kuni 160.000 km läbimõõdus. Nende arv tõuseb ja langeb 11-aastase päikesesükluse jooksul, muutes päikeseplekkide loendusi üheks vanematest pidevalt jälgitud päikese aktiivsuse indikaatoritest.
Vägivõimsemad on päikesevarjutused, magnetilise energia äkilised vabastamised, mis on klassifitseeritud röntgenkiirguse heleduse alusel tähestiku skaalal. Rasked X10-klassi plahvatused esinevad ligikaudu kaheksa korda 11-aastase tsükli kohta, samas kui väikesed M1-klassi plahvatused juhtuvad ligikaudu 2.000 korda samas perioodis – terav meeldetuletus, et Päikese kõige äärmised plahvatused on haruldased parajasti seetõttu, et nad on äärmised. Plahvatusi identifitseeriti esmakordselt aastal 1859, kui astronoomid Richard Carrington ja Richard Hodgson vaadeldasid iseseisvalt ühte, projitseerides Päikese kujutise läbi teleskoopi, kümneid aastaid enne, kui keegi mõistis, mida tähendas magnetväli Päikesel.
Päikese eminentsus on rahulikumad kuid visuaalselt märkimisväärsed: suhteliselt jahe plasma silmuseid, mis on külge kinnitatud pinnale ja kaarevad kroonusse. Nagu kroon ise, on need tavaliselt liiga nõrgad, et näha Päikese särada vastu ja muutuvad paljaale silmale nähtavaks ainult täiuslikul päikesevarjutusel. Suurim kunagi registreeritud eminents ulatus üle 800.000 km – ligikaudu päikese raadiuse pikkus – kaardes tähest, mis galaksi skaala puhul on üsna tavapärane suurusjärk.
Täht Liikumises
Päike ja kogu tema planeetide süsteem ei seisa paigal. Päikesesüsteem liigub Galaktikat läbi keskmise kiirusega 450.000 miili tunnis (720.000 km/h) – piisavalt kiire, et ületada kontinentaalne USA vähem kui 30 sekundiga. Kuid isegi selle kiirusega võtab galaktika täielik tiirlemine ligikaudu 230 miljonit aastat, periood nii pikk, et Päike on oma moodustamisest alates lõpetanud vaid ligikaudu 20 sellist tiirlemist. Skaala on suhteline: täht, mis varjutab meie taevas kõike muud miljarde kordi, on galaktika seisukohast vaid üks valgusvihik väga aeglaselt liikuvatel karussellidel.