Mis on päike lühikirjeldus. Päike – astronoomiline teave

Päike on keskne keha Päikesesüsteem, kuum plasmapall, tüüpiline G2 kääbustäht:

• kaal M~2 10 30 kg
• raadius R=696 tkm,
• keskmine tihedus 1,416 10 3 kg / m 3
• heledus L=3,86 10 23 kW
• efektiivne pinnatemperatuur (fotosfäär) umbes 6000 K

Pöörlemisperiood (sünoodiline) varieerub 27 päevast ekvaatoril kuni 32 päevani poolustel, vabalangemise kiirendus on 274 m/s 2 . Päikese spektri analüüsi põhjal määratud keemiline koostis: vesinik - umbes 90%, heelium - 10%, muud elemendid - alla 0,1% (aatomite arvu järgi). Päikeseenergia allikaks on vesiniku tuumamuundumine heeliumiks Päikese keskpiirkonnas, kus temperatuur on 15 miljonit K. Sügavusest pärit energia kandub edasi kiirguse teel ning seejärel umbes 0,2 R paksuses väliskihis - poolt. konvektsioon.

Et tutvuda sisemine struktuur Päike, teeme nüüd mõttelise teekonna tähe keskpunktist selle pinnale. Kuidas me aga määrame Päikese maakera temperatuuri ja tiheduse erinevatel sügavustel? Kuidas saame teada, millised protsessid Päikese sees toimuvad?

Selgub, et enamikku tähtede füüsikalisi parameetreid (ka meie Päike on täht!) ei mõõdeta, vaid arvutatakse teoreetiliselt arvutite abil. Ainult mõned Üldised omadused tähed, näiteks selle mass, raadius, aga ka selle pinnal valitsevad füüsikalised tingimused: temperatuur, atmosfääri ulatus ja tihedus jms. Tähe (eriti Päikese) keemilise koostise määrab spektraaltee. Ja nende andmete põhjal loob teoreetiline astrofüüsik Päikese matemaatilise mudeli. Kui selline mudel vastab vaatluste tulemustele, siis võib seda pidada üsna heaks lähenduseks tegelikkusele. Ja meie, tuginedes sellisele mudelile, proovime ette kujutada suure valgusti kõiki eksootilisi sügavusi.

Päikese keskosa nimetatakse tuum. Päikese tuuma sees olev aine on äärmiselt kokkusurutud. Selle raadius on ligikaudu 1/4 Päikese raadiusest ja ruumala 1/45 (veidi üle 2%) Päikese kogumahust. Sellegipoolest on peaaegu pool päikese massist tähe tuumas. See sai võimalikuks tänu päikeseaine väga kõrgele ionisatsiooniastmele. Tingimused on seal täpselt sellised, mida termotuumareaktori tööks vaja läheb. Tuum on hiiglaslik juhitav elektrijaam, kus sünnib päikeseenergia.

Olles liikunud Päikese keskpunktist umbes 1/4 selle raadiusest, siseneme nn kiirgusenergia ülekandetsooni. Seda Päikese kõige ulatuslikumat sisemist piirkonda võib ette kujutada nagu tuumakatla seinu, mille kaudu päikeseenergia aeglaselt välja imbub. Kuid mida lähemale Päikese pinnale, seda madalam on temperatuur ja rõhk. Selle tulemusena toimub aine keerisega segunemine ja energia ülekanne toimub peamiselt aine enda poolt. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese maa-alust kihti, kus see esineb, nimetatakse konvektiivtsooniks. Päikeseuurijad usuvad, et selle roll päikeseprotsesside füüsikas on erakordselt suur. Lõppude lõpuks saavad siit alguse päikeseaine ja magnetväljade erinevad liikumised.

Lõpuks oleme Päikese nähtaval pinnal. Kuna meie Päike on täht, kuum plasmapall, siis erinevalt Maast, Kuust, Marsist ja sarnastest planeetidest ei saa sellel olla reaalset pinda, mõistetuna selle sõna täies tähenduses. Ja kui me räägime Päikese pinnast, siis see mõiste on tinglik.

Päikese nähtavat helendavat pinda, mis asub otse konvektiivtsooni kohal, nimetatakse fotosfääriks, mis tähendab kreeka keeles "valguskera".

Fotosfäär on 300 km kiht. Siit tulevad päikesekiired. Ja kui me vaatame Päikest Maalt, siis fotosfäär on lihtsalt kiht, mis läbistab meie nägemust. Sügavamatest kihtidest tulev kiirgus meieni enam ei jõua ja neid on võimatu näha.

Fotosfääri temperatuur tõuseb koos sügavusega ja on hinnanguliselt keskmiselt 5800 K.

Põhiosa Päikese optilisest (nähtavast) kiirgusest pärineb fotosfäärist. Siin on gaasi keskmine tihedus alla 1/1000 meie sissehingatava õhu tihedusest ja fotosfääri välisserva lähenedes langeb temperatuur 4800 K. Vesinik jääb sellistes tingimustes peaaegu täielikult neutraalseks. olek.

Astrofüüsikud võtavad fotosfääri aluse suure valgusti pinna jaoks. Nad peavad fotosfääri ennast päikeseatmosfääri madalaimaks (sisemiseks) kihiks. Selle kohal on veel kaks kihti, mis moodustavad päikeseatmosfääri väliskihid – kromosfääri ja koroona. Ja kuigi nende kolme kihi vahel pole teravaid piire, tutvume nende peamiste eristavate tunnustega.

Fotosfääri kollakasvalgel valgusel on pidev spekter, see tähendab, et see näeb välja nagu pidev vikerkaareriba, mille värvid muutuvad järk-järgult punasest lillaks. Haruldase kromosfääri alumistes kihtides, nn temperatuurimiinimumi piirkonnas, kus temperatuur langeb 4200 K-ni, toimub aga päikesevalguse neeldumine, mille tõttu tekivad Päikese spektris kitsad neeldumisjooned. Neid nimetatakse Fraunhoferi joonteks Saksa optiku Josef Fraunhoferi järgi, kes mõõtis 1816. aastal hoolikalt 754 joone lainepikkusi.

Praeguseks on Päikese spektris registreeritud enam kui 26 000 erineva intensiivsusega tumedat joont, mis tulenevad valguse neeldumisest "külmade" aatomite poolt. Ja kuna igal keemilisel elemendil on oma iseloomulikud neeldumisjoonte komplekt, võimaldab see määrata selle olemasolu päikeseatmosfääri väliskihtides.

Päikese atmosfääri keemiline koostis on sarnane enamiku viimase paari miljardi aasta jooksul tekkinud tähtede omaga (neid nimetatakse teise põlvkonna tähtedeks). Võrreldes vanade taevakehadega (esimese põlvkonna tähed) sisaldavad need kümme korda rohkem raskeid, st heeliumist raskemaid elemente. Astrofüüsikud usuvad, et rasked elemendid ilmusid esmakordselt tähtede plahvatuste ajal ja võib-olla isegi galaktikate plahvatuste ajal toimunud tuumareaktsioonide tulemusena. Päikese tekkimise ajal oli tähtedevaheline keskkond juba üsna hästi raskete elementidega rikastatud (Päike ise ei tooda veel heeliumist raskemaid elemente). Kuid meie Maa ja teised planeedid kondenseerusid ilmselt samast gaasi- ja tolmupilvest nagu Päike. Seetõttu on võimalik, et õppides keemiline koostis oma päevavalgusest uurime ka primaarse protoplanetaarse aine koostist.

Kuna päikese atmosfääri temperatuur varieerub sõltuvalt kõrgusest, tekivad erinevatel tasanditel neeldumisjooned erinevate aatomite poolt. keemilised elemendid. See võimaldab uurida suure tähe erinevaid atmosfäärikihte ja määrata nende pikkust.

Fotosfääri kohal on Päikese atmosfääri õhem kiht nn kromosfäär, mis tähendab "värviline kera". Selle heledus on mitu korda väiksem fotosfääri heledusest, nii et kromosfäär on nähtav vaid lühikeste minutite jooksul pärast täielikku päikesevarjutust, nagu roosa rõngas ümber Kuu tumeda ketta. Kromosfääri punakas värvus on tingitud vesinikkiirgusest. Sellel gaasil on kõige intensiivsem spektrijoon – H – spektri punases piirkonnas ja eriti palju vesinikku on kromosfääris.

Päikesevarjutuste ajal saadud spektrid näitavad, et vesiniku punane joon kaob ligikaudu 12 000 km kõrgusel fotosfääri kohalt, ioniseeritud kaltsiumi jooned aga lakkavad 14 000 km kõrgusel olema nähtavad. Seda kõrgust peetakse kromosfääri ülemiseks piiriks. Temperatuuri tõustes temperatuur tõuseb, ulatudes kromosfääri ülemistes kihtides 50 000 K. Temperatuuri tõustes intensiivistub vesiniku ja seejärel heeliumi ionisatsioon.

Temperatuuri tõus kromosfääris on täiesti mõistetav. Nagu teada, väheneb päikeseatmosfääri tihedus kõrgusega kiiresti ja haruldane keskkond kiirgab vähem energiat kui tihe. Seetõttu soojendab Päikeselt tulev energia ülemist kromosfääri ja selle kohal asuvat krooni.

Praegu jälgivad heliofüüsikud spetsiaalsete instrumentide abil kromosfääri mitte ainult päikesevarjutuste ajal, vaid ka igal selgel päeval. Täieliku päikesevarjutuse ajal näete päikeseatmosfääri kõige välimist kesta - krooni - õrna pärl-hõbedast kuma, mis ulatub ümber varjutatud Päikese. Krooni koguheledus on umbes miljondik Päikese valgusest ehk pool täiskuu valgusest.

Päikese kroon on väga haruldane plasma, mille temperatuur on ligi 2 miljonit K. Koronaalse aine tihedus on sadu miljardeid kordi väiksem kui õhu tihedus Maa pinna lähedal. Sellistes tingimustes ei saa keemiliste elementide aatomid olla neutraalses olekus: nende kiirus on nii suur, et vastastikustes kokkupõrgetes kaotavad nad peaaegu kõik oma elektronid ja ioniseeritakse korduvalt. Seetõttu koosneb päikesekroon peamiselt prootonitest (vesinikuaatomite tuumad), heeliumi tuumadest ja vabadest elektronidest.

Koroona erakordselt kõrge temperatuur viib selleni, et selle ainest saab võimas ultraviolett- ja röntgenkiirguse allikas. Vaatlusteks elektromagnetilise spektri nendes vahemikes kasutatakse teatavasti kosmoselaevadele ja tiirlevatele teadusjaamadele paigaldatud spetsiaalseid ultraviolett- ja röntgenteleskoope.

Raadiomeetodite abil (päikesekroona kiirgab intensiivselt detsimeetrilisi ja meetriseid raadiolaineid) "nähatakse" koronakiiri kuni 30 päikeseraadiuse kaugusele päikeseketta servast. Päikesest kaugenedes väheneb krooni tihedus väga aeglaselt ja selle ülemine kiht voolab välja avakosmosesse. Nii tekib päikesetuul.

Ainuüksi kehakeste lendumise tõttu väheneb Päikese mass iga sekundiga vähemalt 400 tuhande tonni võrra.

Päikesetuul puhub üle kogu meie planeedisüsteemi ruumi. Selle algkiirus ulatub üle 1000 km / s, kuid seejärel väheneb see aeglaselt. Maa orbiidi lähedal on tuule keskmine kiirus umbes 400 km/s. See pühib oma teel minema kõik planeetide ja komeetide eralduvad gaasid, väikseimad meteooritolmuosakesed ja isegi galaktika osakesed kosmilised kiired madalad energiad, kandes kogu selle "prügi" planeedisüsteemi äärealadele. Piltlikult öeldes tundub, et supleme suure valgusti kroonis...

- ainus täht päikesesüsteemis: kirjeldus ja omadused koos fotoga, Huvitavaid fakte, koostis ja struktuur, asukoht galaktikas, areng.

Päike on meie päikesesüsteemi keskpunkt ja eluallikas. Täht kuulub kollaste kääbuste klassi ja hõivab 99,86% meie süsteemi kogumassist ning gravitatsioon valitseb tugevalt kõigi taevakehade üle. Iidsetel aegadel mõistsid inimesed kohe Päikese tähtsust maise elu jaoks, nii et ereda tähe mainimist leiab juba esimestest tekstidest ja kaljumaalingutest. See oli keskne jumalus, kes valitses kõige üle.

Saame teada kõige huvitavamad faktid Päikese – Päikesesüsteemi ainsa tähe – kohta.

Sinna mahub miljon maad

• Kui täidame oma Päikese tähe, mahub sinna sisse 960 000 Maad. Aga kui need on kokku surutud ja ilma vaba ruumita, siis kasvab nende arv 1300000-ni. Päikese pindala on 11990 korda suurem kui Maa pindala.

Mahutab 99,86% süsteemi massist

• See on 330 000 korda massiivsem kui Maa oma. Ligikaudu ¾ on määratud vesinikule ja ülejäänu on heelium.

Peaaegu täiuslik sfäär

• Päikese ekvatoriaalse ja polaardiameetri vahe on vaid 10 km. See tähendab, et meil on üks sfäärile kõige lähemal olevaid taevakehi.

Kesklinnas tõuseb temperatuur 15 miljoni kraadini

• Südamikus tekib termotuumasünteesi käigus soojus, mille käigus vesinik muudetakse heeliumiks. Tavaliselt kuumad objektid laienevad, nii et meie täht võib plahvatada, kuid võimas gravitatsioon hoiab seda tagasi. Pinna temperatuur tõuseb 5600 °C-ni.

Ühel päeval neelab päike maa alla

• Kui Päike on kogu vesinikuvaru ära kasutanud (130 miljonit aastat), läheb ta üle heeliumile. See suurendab selle suurust ja tarbib ära kolm esimest planeeti. See on punase hiiglase lava.

Ühel päeval saavutab see maa suuruse

• Pärast punast hiiglast kukub see kokku ja jätab kokkusurutud massi Maa-suurusesse kuuli. See on valge kääbuse staadium.

Päikesekiir jõuab meieni 8 minutiga

• Maa asub Päikesest 150 miljoni km kaugusel. Valguse kiirus on 300 000 km/s, seega kulub kiirel meieni jõudmiseks 8 minutit ja 20 sekundit. Kuid oluline on mõista ka seda, et kulus miljoneid aastaid, enne kui energia liikus päikese tuumast pinnale.

Päikese kiirus - 220 km / s

• Päike asub galaktika keskusest 24 000-26 000 valgusaasta kaugusel. Seetõttu veedab ta orbiidil 225–250 miljonit aastat.

Maa-Päikese vahemaa on aastaringselt erinev

• Maa liigub mööda elliptilist orbitaalteed, seega on vahemaa 147-152 miljonit km (astronoomiline ühik).

See on keskealine staar

• Päikese vanus on 4,5 miljardit aastat, mis tähendab, et ta on juba põletanud umbes poole oma vesinikuvarust. Kuid protsess jätkub veel 5 miljardit aastat.

Seal on tugev magnetväli

• Päikesepursked vabanevad magnettormide ajal. Näeme seda päikeselaikude moodustumisena, kus magnetjooned keerduvad ja pöörlevad nagu maapealsed tornaadod.

Täht moodustab päikesetuule

• Päikesetuul on laetud osakeste voog, mis läbib kogu päikesesüsteemi kiirendusega 450 km/s. Tuul ilmub sinna, kus Päikese magnetväli levib.

Päikese nimi

• Sõna ise pärineb vanainglise keelest, mis tähendab "lõuna". On ka gooti ja saksa juuri. Enne aastat 700 pKr Pühapäeva nimetati "päikseliseks päevaks". Oma osa oli ka tõlkimisel. Kreeka algne "heméra helíou" sai ladinakeelseks "dies solis".

Päikese omadused

Päike on G-tüüpi põhijada täht absoluutse tähesuurusega 4,83, mis on heledam kui umbes 85% teistest galaktika tähtedest, millest paljud on punased kääbused. 696 342 km läbimõõduga ja 1,988 x 1030 kg massiga Päike on Maast 109 korda suurem ja 333 000 korda massiivsem.

See on täht, nii et tihedus varieerub sõltuvalt kihist. Keskmine väärtus ulatub 1,408 g/cm 3 -ni. Kuid südamikule lähemal suureneb see 162,2 g/cm 3 -ni, mis on 12,4 korda suurem kui Maa oma.

See näib taevas kollane, kuid tegelik värv on valge. Nähtavuse loob atmosfäär. Kesklinnale lähemale jõudes temperatuur tõuseb. Südamik soojeneb temperatuurini 15,7 miljonit K, kroon kuni 5 miljonit K ja nähtav pind kuni 5778 K.

Keskmine läbimõõt	1.392 10 9 m
Ekvatoriaalne	6,9551 10 8 m
Ekvaatori ümbermõõt	4.370 10 9 m
polaarne kontraktsioon	9 10 −6
Pindala	6 078 10 18 m²
Helitugevus	1,41 10 27 m³
Kaal	1,99 10 30 kg
Keskmine tihedus	1409 kg/m³
Kiirendus tasuta langeda ekvaatorile	274,0 m/s²
Teise ruumi kiirus (pinna jaoks)	617,7 km/s
Efektiivne temperatuur pinnad	5778 K
Temperatuur kroonid	~1 500 000 K
Temperatuur tuumad	~13 500 000 K
Heledus	3,85 10 26 W (~3,75 10 28 Lm)
Heledus	2,01 10 7 W/m²/sr

Päike on valmistatud plasmast, seetõttu on sellel suur magnetism. Seal on põhja- ja lõunapoolsed magnetpoolused ning jooned moodustavad pinnakihil nähtava aktiivsuse. tumedad laigud märkige lahedad kohad ja annavad end tsüklilisusele.

Koronaalse massi väljapaiskumine ja raketid tekivad joonte korral magnetväliümber konfigureeritud. Tsükkel kestab 11 aastat, mille jooksul aktiivsus tõuseb ja vaibub. Suurim arv päikeselaigud tekivad aktiivsuse tippajal.

Näiv suurusjärk ulatub -26,74, mis on 13 miljardit korda heledam kui Sirius (-1,46). Maa on Päikesest 150 miljoni km kaugusel = 1 AU. Selle vahemaa ületamiseks vajab valguskiir 8 minutit ja 19 sekundit.

Päikese koostis ja struktuur

Täht on täidetud vesiniku (74,9%) ja heeliumiga (23,8%). Raskemate elementide hulka kuuluvad hapnik (1%), süsinik (0,3%), neoon (0,2%) ja raud (0,2%). Sisemine osa on jagatud kihtideks: tuum, kiirgus- ja konvektsioonitsoonid, fotosfäär ja atmosfäär. Südamikul on suurim tihedus (150 g / cm 3) ja see moodustab 20–25% kogumahust.

Tähel kulub oma telje pööramiseks kuu aega, kuid see on ligikaudne hinnang, sest meie ees on plasmapall. Analüüs näitab, et südamik pöörleb kiiremini kui välimised kihid. Kui ekvatoriaaljoone pöörlemiseks kulub 25,4 päeva, siis poolustel kulub 36 päeva.

Taevakeha tuumas tekib päikeseenergia tänu tuumasünteesile, mis muudab vesiniku heeliumiks. See loob peaaegu 99% soojusenergiast.

Kiirgus- ja konvektiivtsoonide vahel on üleminekukiht - tahkoliin. See näitab järsku muutust kiirgustsooni ühtlases pöörlemises ja konvektsioonitsooni diferentsiaalses pöörlemises, mis põhjustab tõsist nihet. Konvektiivtsoon asub 200 000 km maapinnast allpool, kus ka temperatuur ja tihedus on madalamad.

Nähtavat pinda nimetatakse fotosfääriks. Selle palli kohal võib valgus vabalt kosmosesse levida, vabastades päikeseenergiat. Selle paksus on sadu kilomeetreid.

Fotosfääri ülemine osa on kuumutamisel halvem kui alumine. Temperatuur tõuseb 5700 K-ni ja tihedus tõuseb 0,2 g/cm 3 -ni.

Päikese atmosfääri esindab kolm kihti: kromosfäär, üleminekuosa ja kroon. Esimene ulatub 2000 km pikkuseks. Üleminekukiht võtab enda alla 200 km ja soojeneb kuni 20 000-100 000 K. Kihil pole selgeid piire, kuid märgatav on pideva kaootilise liikumisega halo. Koroon soojeneb 8-20 miljoni K-ni, mida mõjutab päikese magnetväli.

Heliosfäär on heliopausi (tähest 50 AU kaugusel) ulatuv magnetsfäär. Seda nimetatakse ka päikesetuuleks.

Evolutsioon ja Päikese tulevik

Teadlased on veendunud, et Päike ilmus 4,57 miljardit aastat tagasi vesiniku ja heeliumiga esindatud molekulaarpilve osa kokkuvarisemise tõttu. Samal ajal hakkas see pöörlema ​​(nurkimpulsi tõttu) ja hakkas rõhu suurenedes kuumenema.

Suurem osa massist oli koondunud keskele ja ülejäänu muutus kettaks, mis hiljem moodustas meile tuntud planeedid. Gravitatsioon ja rõhk põhjustasid soojuse ja tuumasünteesi kasvu. Toimus plahvatus ja päike ilmus. Joonisel saate jälgida tähtede evolutsiooni etappe.

Staar on praegu põhijada faasis. Tuuma sees muundub enam kui 4 miljonit tonni ainet energiaks. Temperatuur tõuseb pidevalt. Analüüs näitab, et viimase 4,5 miljardi aasta jooksul on Päike heledamaks muutunud 30% võrra, tõustes 1% iga 100 miljoni aasta kohta.

Arvatakse, et lõpuks hakkab see laienema ja muutub punaseks hiiglaseks. Suuruse suurenemise tõttu surevad Merkuur, Veenus ja võib-olla ka Maa. See püsib hiiglaslikus faasis umbes 120 miljonit aastat.

Seejärel algab suuruse ja temperatuuri vähendamise protsess. See jätkab tuumas allesjäänud heeliumi põletamist, kuni varud lõppevad. 20 miljoni aasta pärast kaotab see stabiilsuse. Maa hävib või süttib. 500 000 aasta pärast jääb alles vaid pool Päikese massist ja väliskest tekitab udukogu. Selle tulemusena saame valge kääbuse, kes elab triljoneid aastaid ja alles siis muutub mustaks.

Päikese asukoht galaktikas

Päike on Linnuteel Orioni käe siseservale lähemal. Kaugus galaktika keskmest on 7,5-8,5 tuhat parsekit. See asub kohaliku mulli sees - õõnsus tähtedevahelises keskkonnas kuuma gaasiga.

Oleme täielikult sõltuvad oma tähest – Päikesest. Maa pöörleb ümber oma telje, päike tõuseb aeglaselt horisondi kohale ning kogu päeva valgustab ja soojendab maapinda ja kõike sellel asuvat. Ilma päikeseta poleks elu.

Mis oli enne Päikest? Kuidas see moodustati?

Viis miljardit aastat tagasi ei eksisteerinud ei Päikest ega seda ümbritsevat üheksat planeeti.

Meie keha moodustavad aatomid lendasid läbi tähtedevahelise ruumi gaasi- ja tolmupilvedes. Teadlased arvavad, et see gaasipilv, mis koosnes peamiselt vesinikust, pöörles ümber oma telje. Mida rohkem pilv tolmu ja gaasi kogus, seda rohkem see kokku tõmbus ehk vähenes.

Jõud, mis paneb pilve kokku tõmbuma, on gravitatsioonijõud. Pilve sees tõmbasid osakesed osakeste külge, sulades kokku. Järk-järgult hakkas pilv sünkroonselt pöörlema ​​kõigi oma osadega korraga.

Näide Päikese tekkest

Et illustreerida, kuidas see juhtus, pakkus astronoom William Hartmann välja lihtsa katse. Peate tassi kohvi raputama. Vedelik tassis liigub juhuslikult. Kui tilgutate tassi veidi piima, hakkavad kohviosakesed ühes suunas pöörlema. Midagi sarnast. Juhtus ka pilves, milles osakeste juhuslik liikumine asendus vähehaaval nende järjestatud sünkroonse pöörlemisega ehk pilv hakkas täielikult ühes suunas pöörlema.

Seotud materjalid:

Kuidas päevitada?

Teadlased on sellele loole lisanud dramaatilise pöörde. Nad usuvad, et kui pilv tekkis, plahvatas selle lähedal täht. Samal ajal hajusid eri suundades laiali võimsad ainevood. Osa sellest ainest segunes meie päikesesüsteemi gaasi- ja tolmupilve ainega. Selle tulemuseks oli veelgi kiirem pilve tihendamine.

Mida rohkem pilv kokku suruti, seda kiiremini see pöörles, nagu iluuisutaja, kes pöörlemise ajal surub käed kehale (ja hakkab ka kiiremini pöörlema). Mida kiiremini pilv pöörles, seda rohkem muutus selle kuju. Keskel läks pilv rohkem punnis, kuna sinna oli kogunenud rohkem ainet. Pilve perifeerne osa jäi tasaseks. Peagi meenutas pilve kuju pitsa kuju, mille keskel oli pall. See pall, jah, arvasite õigesti, oli meie laps – Päike. Gaasi kogunemine "pitsa" keskele oli suurem kui kogu päikesesüsteemi tänapäevane suurus. Teadlased nimetavad vastsündinud Päikest prototäheks.

Seotud materjalid:

Päikese pöörlemine ja pulsatsioon

Kuidas muutus Päike gaasikerast täheks?

See juhtus väga-väga aeglaselt, tuhandete ja tuhandete aastate jooksul, kui prototäht ja seda ümbritsev pilv jätkas raskusjõu mõjul kokkutõmbumist. Pilve moodustavad aatomid põrkasid kokku, vabastades soojust. Pilve temperatuur tõusis, eriti tihedamas keskuses, kus aatomite kokkupõrgete sagedus oli suurem. Gaas protostaaris hakkas hõõguma. Tekkiva Päikese soolestikus tõusis temperatuur järk-järgult miljonite kraadideni.

Nii kujuteldamatult kõrgetel temperatuuridel ja võrdselt kõrgsurve pigistatud ja üksteisele surutud aatomitega hakkas juhtuma midagi uut. Vesinikuaatomid hakkasid omavahel ühinema, moodustades heeliumi aatomeid. Iga kord, kui vesinik muudeti heeliumiks, eraldus väike kogus energiat – soojust ja valgust. Kuna see protsess toimus kõikjal Päikese tuumas, ujutas see energia valgusega üle kogu päikesesüsteemi. Päike süttis nagu elektrilamp hiiglaslik suurus. Sellest hetkest alates sai Päikesest elav täht, samasugune, nagu me öötaevas näeme.

Seotud materjalid:

Miks on öösel pime?

Päikese tuumasünteesi

Päike toodab energiat protsessi kaudu, mida nimetatakse tuumasünteesiks. Tuumasüntees on kontrollitud plahvatus Päikese keskmes, kus temperatuur on vahemikus 15 miljonit kuni 22 miljonit kraadi Celsiuse järgi. Iga sekund Päikese sügavustes muudetakse heeliumiks 4 miljonit tonni vesinikku. Valgusvoo võimsus, mis sel juhul kiirgab, võrdub 4 triljoni elektripirni võimsusega.

Huvitav fakt: kui Päike oli noor, oli ta 20 korda suurem ja 100 korda heledam kui praegu.

Mis saab Päikesest järgmiseks?

Tasub meenutada, et vesiniku varu Päikesel on piiratud. Aja jooksul muutub meie valgusti koostis. Kui oma ajaloo alguses koosnes Päike 75 protsendist vesinikust ja 25 protsendist heeliumist, siis nüüdseks on vesinikusisaldus langenud 35 protsendini. Nagu arvasite, saabub hetk, mil vesinik tähe soolestikus kaob. Nagu iga kütus, saab vesinik lõpuks otsa. Päikesel pole uut vesinikku kusagilt võtta. Tähe tuum on nüüd valmistatud heeliumist. Tuum on ümbritsetud õhukese vesiniku kestaga. Ümbrise vesiniku muundamine heeliumiks jätkub, kuid täht on juba langenud.

Meie Päike on tõepoolest ainulaadne täht, kasvõi juba sellepärast, et tema sära võimaldas luua eluks sobivad tingimused meie planeedil Maa, mis kas hämmastava kokkusattumusega või Jumala geniaalse disaini tõttu asub Päikesest ideaalsel kaugusel. Alates iidsetest aegadest on Päike olnud inimeste hoolika tähelepanu all ja kui iidsetel aegadel austasid preestrid, šamaanid, druiidid meie valgustit jumalusena (kõigis paganlikes kultustes olid päikesejumalad), siis nüüd uurivad teadlased Päikest aktiivselt. : astronoomid, füüsikud, astrofüüsikud. Milline on Päikese ehitus, millised on selle omadused, vanus ja asukoht meie galaktikas, loe sellest kõigest lähemalt.

Päikese asukoht galaktikas

Vaatamata oma tohutule suurusele meie planeedi (ja teiste planeetide) suhtes on Päike galaktika skaalal kaugel suurimast tähest, kuid väga väike, on tähti, mis on Päikesest palju suuremad. Seetõttu liigitavad astronoomid meie valgusti kollaseks kääbuseks.

Mis puutub Päikese asukohta galaktikas (nagu ka kogu meie päikesesüsteemis), siis see asub Linnutee galaktikas, Orioni haru servale lähemal. Kaugus galaktika keskpunktist on 7,5-8,5 tuhat parseki. räägivad selge keel, sina ja mina ei asu täpselt galaktika äärealadel, kuid oleme ka keskusest suhteliselt kaugel - omamoodi "uinuv galaktika piirkond", mitte äärealadel, aga ka mitte keskel.

Selline näeb välja Päikese asukoht galaktilisel kaardil.

Päikese omadused

Taevaobjektide astronoomilise klassifikatsiooni järgi kuulub Päike G-klassi tähte, ta on heledam kui 85% teistest galaktika tähtedest, millest paljud on punased kääbused. Päikese läbimõõt on 696342 km, mass 1,988 x 1030 kg. Kui võrrelda Päikest Maaga, siis on see meie planeedist 109 korda suurem ja 333 000 korda massiivsem.

Päikese ja planeetide võrdlevad suurused.

Kuigi Päike näib meile kollane, on tema tegelik värvus valge. Nähtavus kollast värvi loodud päikese atmosfääri poolt.

Päikese temperatuur on ülemistes kihtides 5778 kraadi Kelvinit, kuid tuumale lähenedes tõuseb see veelgi ja Päikese tuum on uskumatult kuum - 15,7 miljonit kraadi Kelvinit

Päikesel on ka tugev magnetism, selle pinnal on põhja- ja lõunapoolsed magnetpoolused ning magnetjooned, mis konfigureeruvad ümber sagedusega 11 aastat. Selliste ümberkorralduste ajal tekivad intensiivsed päikeseheitmed. Samuti mõjutab Päikese magnetväli Maa magnetvälja.

Päikese ehitus ja koostis

Meie päike koosneb peamiselt kahest elemendist: (74,9%) ja heeliumist (23,8%). Lisaks neile esineb seda väikestes kogustes: (1%), süsinik (0,3%), neoon (0,2%) ja raud (0,2%). Päikese sees jaguneb kihtideks:

• tuum,
• kiirgus- ja konvektsioonitsoonid,
• fotosfäär,
• õhkkond.

Päikese tuumal on suurim tihedus ja see võtab enda alla umbes 25% päikese kogumahust.

Päikese ehitus on skemaatiline.

See asub päikese tuumas tuumasünteesi kaudu, muutes vesiniku heeliumiks soojusenergia. Tegelikult on südamik omamoodi päikesemootor, tänu sellele eraldab meie valgusti soojust ja soojendab meid kõiki.

Miks päike paistab

Niisamuti tekib Päikese kuma tänu päikesetuuma väsimatule tööle, täpsemalt selles pidevalt toimuvale termotuumareaktsioonile. Päikese põlemine toimub vesiniku muutmise tõttu heeliumiks, see on igavene termotuumareaktsioon, mis toidab pidevalt meie valgustit.

päikeselaigud

Jah, Päikesel on laike. Päikeselaigud on tumedamad piirkonnad päikese pinnal ja need on tumedamad, kuna nende temperatuur on madalam kui Päikese ümbritseva fotosfääri temperatuur. Päikeselaigud ise tekivad magnetjoonte ja nende ümberkonfigureerimise mõjul.

päikeseline tuul

Päikesetuul on pidev plasmavoog, mis tuleb päikese atmosfäärist ja täidab kogu päikesesüsteemi. Päikesetuul tekib tänu sellele, et päikesekrooni kõrge temperatuuri tõttu ei saa ületavate kihtide rõhku tasakaalustada koroonas endas oleva rõhuga. Seetõttu toimub päikeseplasma perioodiline väljapaiskumine ümbritsevasse ruumi. Meie veebisaidil on selle nähtuse kohta terve eraldi artikkel.

Päikesevarjutus on haruldane astronoomiline sündmus, kus Kuu on täielikult või osaliselt Päike.

Skemaatiliselt näeb päikesevarjutus välja selline.

Päikese areng ja selle tulevik

Teadlased usuvad, et meie tähe vanus on 4,57 miljardit aastat. Tol kaugemal ajal moodustati see molekulaarpilve osast, mida esindasid heelium ja vesinik.

Kuidas Päike sündis? Ühe hüpoteesi kohaselt hakkas heeliumi-vesiniku molekulipilv nurkimpulsi toimel pöörlema ​​ja hakkas samal ajal siserõhu tõustes intensiivselt soojenema. Samal ajal koondus suurem osa massist keskele ja muutus Päikeseks endaks. Tugev ja surve tõid kaasa soojuse ja tuumasünteesi suurenemise, tänu millele töötavad nii Päike kui ka teised tähed.

Nii näeb välja tähe, sealhulgas Päikese areng. Selle skeemi järgi Sel hetkel meie Päike on väikese tähe faasis ja praegune päikese vanus on selle faasi keskel. Umbes 4 miljardi aasta pärast muutub Päike punaseks hiiglaseks, paisub veelgi ja hävitab Veenuse ja võib-olla ka meie Maa. Kui Maa planeedina veel säilib, on elu sellel selleks ajaks siiski võimatu. Kuna juba 2 miljardi aasta pärast suureneb Päikese kuma nii palju, et kõik maakera ookeanid keevad lihtsalt ära, Maa põleb ja muutub pidevaks kõrbeks, on temperatuur maapinnal 70 C ja kui elu on võimalik, siis ainult sügaval maa all. Seetõttu on meil veel umbes miljard aastat, et leida inimkonnale väga kauges tulevikus uus pelgupaik.

Kuid tagasi Päikese juurde, muutudes punaseks hiiglaseks, püsib ta selles olekus umbes 120 miljonit aastat, seejärel algab selle suuruse ja temperatuuri vähendamise protsess. Ja kui selle tuumas allesjäänud heelium põletatakse pidevas termotuumareaktsioonide ahjus, kaotab Päike stabiilsuse ja plahvatab, muutudes planetaarseks udukoguks. Maa, nagu ka naabermaa, hävib suure tõenäosusega päikeseplahvatus.

Veel 500 miljoni aasta pärast tekib päikese udukogust valge kääbus, mis kestab veel triljoneid aastaid.

• Päikese sisse saab panna miljon meie oma suurust Maad või planeeti.
• Oma kujuga moodustab Päike peaaegu täiusliku sfääri.
• 8 minutit ja 20 sekundit – just selle aja jooksul jõuab meieni päikesekiir oma allikast, hoolimata sellest, et Maa asub Päikesest 150 miljoni km kaugusel.
• Sõna "päike" ise pärineb vanaingliskeelsest sõnast "lõuna" - "lõuna".
• Ja meil on teile halvad uudised, tulevikus põletab Päike Maa ja seejärel hävitab selle täielikult. See juhtub aga mitte varem kui 2 miljardi aasta pärast.

Päike, video

Ja lõpuks, huvitav teaduslik dokumentaalfilm Discovery Channelist – "Mida päike peidab".

P.S. Ja päike võib mõjutada ka inimeste tervist. Et kaitsta end päikesevalguse võimalike negatiivsete mõjude eest, on oluline kasutada kvaliteetset päikesekreemi, mida saab osta veebipoest http://dska.com.ua/

Asjaolu, et ilma Päikeseta poleks Maal elu, mõistsid inimesed juba ammu, sest teda ülendati, teda kummardati ja Päikese päeva tähistades tõid nad sageli inimohvreid. Nad jälgisid teda ja lahendasid vaatluskeskusi luues selliseid pealtnäha lihtsaid küsimusi selle kohta, miks Päike päeval paistab, milline on valgusti olemus, millal Päike loojub, kus ta tõuseb, millised objektid on Päikese ümber ja planeerisid nende oma. tegevused saadud andmete alusel.

Teadlastel polnud aimugi, et Päikesesüsteemi ainsal tähel on aastaaegu, mis meenutavad väga "vihmaperioodi" ja "kuiva hooaega". Päikese aktiivsus suureneb vaheldumisi põhja- ja lõunapoolkeral, kestab üksteist kuud ja langeb sama kaua. Koos selle üheteistkümneaastase tegevustsükliga sõltub otseselt ka maaelanike elu, kuna sel ajal paiskuvad tähe soolestikust välja võimsad magnetväljad, mis põhjustavad planeedile ohtlikke päikesehäireid.

Mõnele võib üllatusena teada saada, et Päike ei ole planeet. Päike on tohutu helendav gaasipall, mille sees toimuvad pidevalt termotuumareaktsioonid, mis vabastavad energiat, annavad valgust ja soojust. Huvitaval kombel sellist tähte Päikesesüsteemis ei ole ja seetõttu tõmbab ta kõiki objekte rohkem enda poole väikesed suurused, sattusid oma gravitatsioonitsooni, mille tulemusena hakkavad nad mööda Päikese trajektoori pöörlema.

Loomulikult ei asu Päikesesüsteem kosmoses iseseisvalt, vaid on osa Linnuteest, galaktikast, mis on tohutu tähesüsteem. Linnutee keskpunktist eraldab Päikest 26 tuhat valgusaastat, seega on Päikese liikumine selle ümber üks pööre 200 miljoni aasta jooksul. Kuid täht pöördub ümber oma telje kuuga - ja isegi siis on need andmed ligikaudsed: tegemist on plasmakuuliga, mille komponendid pöörlevad erineva kiirusega ja seetõttu on raske täpselt öelda, kui palju aega kulub selle valmimiseks. revolutsioon. Näiteks ekvaatori piirkonnas juhtub see 25 päeva pärast, poolustel - 11 päeva rohkem.

Kõigist täna tuntud tähtedest on meie Luminary heleduse poolest neljandal kohal (kui täht näitab päikese aktiivsust, särab ta eredamalt kui vaibudes). Iseenesest on see hiiglaslik gaasiline pall valge, kuid tänu sellele, et meie atmosfäär neelab lühispektriga laineid ja Päikesekiir hajub maapinna lähedale, muutub Päikese valgus kollakaks ja valge värv seda saab näha ainult selgel ilusal päeval sinise taeva taustal.

Olles ainuke täht Päikesesüsteemis, on Päike ka ainus valgusallikas (kui mitte arvestada väga kaugeid tähti). Hoolimata asjaolust, et Päike ja Kuu on meie planeedi taeva suurimad ja heledamad objektid, on nende erinevus tohutu. Kui Päike ise kiirgab valgust, siis Maa satelliit, olles absoluutselt tume objekt, lihtsalt peegeldab seda (võib ka öelda, et näeme Päikest ka öösel, kui tema poolt valgustatud Kuu on taevas).

Päike paistis – noor täht, tema vanus on teadlaste hinnangul üle nelja ja poole miljardi aasta. Seetõttu viitab see kolmanda põlvkonna tähele, mis moodustati juba olemasolevate tähtede jäänustest. Seda peetakse õigustatult Päikesesüsteemi suurimaks objektiks, kuna selle kaal on 743 korda suurem kui kõigi Päikese ümber tiirlevate planeetide mass (meie planeet on päikesest 333 tuhat korda kergem ja temast 109 korda väiksem).

Päikese atmosfäär

Kuna Päikese ülemiste kihtide temperatuurinäitajad ületavad 6 tuhat kraadi Celsiuse järgi, pole tegemist tahke kehaga: kõrge temperatuur mis tahes kivi või metall muudetakse gaasiks. Teadlased on sellistele järeldustele viimasel ajal jõudnud, sest varasemad astronoomid väitsid, et tähe kiirgav valgus ja soojus on põlemise tagajärg.

Mida rohkem astronoomid Päikest jälgisid, seda selgemaks see muutus: selle pind on mitu miljardit aastat viimase piirini kuumenenud ja miski ei saa nii kaua põleda. Ühe kaasaegse hüpoteesi järgi toimuvad Päikese sees samad protsessid, mis aatomipommis - aine muundub energiaks ning termotuumareaktsioonide tulemusena muundub vesinik (selle osatähtsus tähes on umbes 73,5%). heeliumiks (peaaegu 25%) .

Kuulujutud, et Päike Maal kustub varem või hiljem, pole alusetud: vesiniku hulk tuumas pole piiramatu. Põlemisel tähe välimine kiht laieneb, tuum aga vastupidi väheneb, mille tulemusena lõpeb Päikese eluiga ja see muutub udukoguks. See protsess algab peagi. Teadlaste sõnul juhtub see mitte varem kui viie kuni kuue miljardi aasta pärast.

Mis puutub sisemisse struktuuri, siis kuna täht on gaasiline pall, ühendab see planeediga ainult tuuma olemasolu.

Tuum

Siin toimuvad kõik termotuumareaktsioonid, tekitades soojust ja energiat, mis kõigist järgnevatest Päikese kihtidest mööda minnes jätab selle päikesevalguse ja kineetilise energia kujul. Päikese tuum ulatub päikese keskpunktist 173 000 km kaugusele (umbes 0,2 päikeseraadiust). Huvitav on see, et tuumas pöörleb täht ümber oma telje palju kiiremini kui ülemistes kihtides.

Kiirgava ülekande tsoon

Kiirgusülekande tsoonis tuumast väljuvad footonid põrkuvad plasmaosakestega (neutraalsetest aatomitest ja laetud osakestest, ioonidest ja elektronidest moodustunud ioniseeritud gaas) ning vahetavad nendega energiat. Kokkupõrkeid on nii palju, et footonil kulub selle kihi läbimiseks mõnikord umbes miljon aastat ja seda hoolimata sellest, et plasma tihedus ja selle temperatuurinäitajad välispiiril vähenevad.

tahhokliin

Kiirgusülekandetsooni ja konvektiivtsooni vahel on väga õhuke kiht, kus tekib magnetväli - elektromagnetvälja jõujooned tõmmatakse plasmavoolude toimel välja, suurendades selle tugevust. On põhjust arvata, et siin muudab plasma oluliselt oma struktuuri.

konvektiivne tsoon

Päikese pinna lähedal muutub aine temperatuur ja tihedus ebapiisavaks, et Päikese energia kanduks üle vaid ümberkiirguse abil. Seetõttu hakkab plasma siin pöörlema, moodustades keeriseid, kandes pinnale energiat, samas kui mida lähemale tsooni välisservale, seda rohkem see jahtub ja gaasi tihedus väheneb. Samal ajal lähevad pinnale jahutatud fotosfääri osakesed, mis asuvad selle kohal, konvektiivtsooni.

Fotosfäär

Fotosfääri nimetatakse Päikese heledaimaks osaks, mis on Maalt näha päikesepinna kujul (seda nimetatakse nii tinglikult, kuna gaasist koosneval kehal pole pinda, seetõttu nimetatakse seda ka nn. osa atmosfäärist).

Võrreldes tähe raadiusega (700 tuhat km) on fotosfäär väga õhuke kiht, mille paksus on 100–400 km.

See on siin manifestatsiooni ajal päikese aktiivsus toimub valguse, kineetilise ja soojusenergia vabanemine. Kuna fotosfääris on plasma temperatuur madalam kui mujal ja seal on tugev magnetkiirgus, tekivad selles päikeselaigud, mis tekitavad tuntud nähtust päikesekiirtena.

Kuigi päikesepursked on lühiajalised, vabaneb sel perioodil äärmiselt suur hulk energiat. Ja see avaldub laetud osakeste, ultraviolett-, optilise, röntgen- või gammakiirguse, aga ka plasmavoogudena (meie planeedil põhjustavad need magnettormid mis kahjustavad inimeste tervist).

Tähe selles osas on gaas suhteliselt haruldane ja pöörleb väga ebaühtlaselt: selle pööre ümber ekvaatori on 24 päeva, poolustel - kolmkümmend. Fotosfääri ülemistes kihtides registreeriti minimaalsed temperatuurinäitajad, mille tõttu 10 tuhandest vesinikuaatomist on ainult ühel laetud ioon (sellele vaatamata on plasma isegi selles piirkonnas üsna ioniseeritud).

Kromosfäär

Kromosfääri nimetatakse Päikese ülemiseks kestaks, mille paksus on 2 tuhat km. Selles kihis tõuseb temperatuur järsult ning vesinik ja muud ained hakkavad aktiivselt ioniseeruma. Selle Päikese osa tihedus on tavaliselt väike ja seetõttu on seda raske Maast eristada ning seda on näha ainult Päikesevarjutuse korral, kui Kuu katab fotosfääri heledama kihi ( kromosfäär helendab sel ajal punaselt).

Kroon

Koroon on Päikese viimane välimine, väga kuum kest, mis on meie planeedilt nähtav täieliku päikesevarjutuse ajal: see meenutab kiirgavat halot. Muul ajal on seda väga madala tiheduse ja heleduse tõttu võimatu näha.

See koosneb prominentidest, kuni 40 000 km kõrgustest kuuma gaasi purskkaevudest ja suurel kiirusel kosmosesse suunduvatest energiapursketest, mis moodustavad laetud osakeste voost koosneva päikesetuule. Huvitaval kombel on just päikesetuulega nii palju looduslik fenomen meie planeet, näiteks virmalised. Tuleb märkida, et päikesetuul ise on äärmiselt ohtlik ja kui meie planeeti ei kaitseks atmosfäär, hävitaks see kogu elu.

maa aasta

Meie planeet liigub ümber Päikese kiirusega umbes 30 km / s ja selle täieliku pöörde periood on üks aasta (orbiidi pikkus on üle 930 miljoni km). Punktis, kus päikeseketas on Maale kõige lähemal, eraldab meie planeeti tähest 147 miljonit km ja kõige kaugemas punktis - 152 miljonit km.

Maalt vaadatuna muutub "Päikese liikumine" aastaringselt ja selle trajektoor sarnaneb neljakümne seitsme kraadise kaldega piki Maa telge põhjast lõunasse sirutatud kaheksat.

Selle põhjuseks on asjaolu, et Maa telje kõrvalekalde nurk orbiidi tasapinnaga risti on umbes 23,5 kraadi ja kuna meie planeet tiirleb ümber Päikese, siis Päikesekiired liiguvad iga päev ja iga tund (arvestamata ekvaator, kus päev võrdub ööga) muudavad oma langemisnurka samas punktis.

Suvel on põhjapoolkeral meie planeet Päikese poole kallutatud ja seetõttu valgustavad päikesekiired maa pind maksimaalselt intensiivne. Kuid talvel, kuna päikeseketta tee läbi taeva on väga madal, langeb Päikesekiir meie planeedile järsema nurga all ja seetõttu soojeneb maa nõrgalt.

Keskmine temperatuur määratakse siis, kui saabub sügis või kevad ja Päike on poolustest samal kaugusel. Sel ajal on ööd ja päevad ligikaudu ühepikkused – ja Maa loob kliimatingimused, mis on üleminekuetapp talve ja suve vahel.

Sellised muutused hakkavad toimuma isegi talvel, pärast talvist pööripäeva, kui Päikese liikumise trajektoor taevas muutub ja see hakkab tõusma.

Seetõttu läheneb Päike kevade saabudes kevadise pööripäeva päevale, päeva ja öö pikkus muutub samaks. Suvel, 21. juunil, suvise pööripäeva päeval, saavutab päikeseketas oma kõrgeima punkti horisondi kohal.

Maa päev

Kui vaadata taevast maainimese vaatevinklist, otsides vastust küsimusele, miks Päike päeval paistab ja kuhu ta tõuseb, siis võib peagi veenduda, et Päike tõuseb idast ja selle seadistust võib näha läänes.

See juhtub seetõttu, et meie planeet mitte ainult ei liigu ümber Päikese, vaid pöörleb ka ümber oma telje, tehes täieliku pöörde 24 tunniga. Kui vaatate Maad kosmosest, näete, et see, nagu enamik Päikese planeete, pöördub vastupäeva, läänest itta. Seistes Maal ja vaadates, kuhu Päike hommikul ilmub, on kõik näha peegelpildis ja seetõttu tõuseb Päike idast.

Samal ajal on näha huvitav pilt: inimene, kes jälgib, kus on Päike, seisab ühes punktis, liigub koos Maaga ida suunas. Samal ajal hakkavad lääneküljel asuvad planeedi osad üksteise järel tasapisi Päikese valgust valgustama. Niisiis. näiteks võib päikesetõusu USA idarannikul näha kuni kolm tundi enne päikesetõusu läänerannikul.

Päike maa elus

Päike ja Maa on üksteisega niivõrd seotud, et taeva suurima tähe rolli on vaevalt võimalik üle hinnata. Esiteks tekkis meie planeet ümber Päikese ja tekkis elu. Samuti soojendab Päikese energia Maad, Päikese kiir valgustab seda, moodustades kliima, jahutades seda öösel ja pärast Päikese tõusu soojendab seda uuesti. Mis ma oskan öelda, isegi õhk omandas tema abiga eluks vajalikud omadused (kui mitte päikesekiir, siis oleks see vedel lämmastikuookean, mis ümbritseks jääplokke ja külmunud maad).

Päike ja Kuu, mis on taeva suurimad objektid, mis omavahel aktiivselt suhtlevad, mitte ainult ei valgusta Maad, vaid mõjutavad otseselt ka meie planeedi liikumist - selle tegevuse ilmekas näide on mõõnad ja vood. Neid mõjutab Kuu, Päike on selles protsessis kõrval, kuid ilma selle mõjuta ei saa ka hakkama.

Päike ja Kuu, Maa ja Päike, õhk ja veevoolud meid ümbritsev biomass on taskukohane, pidevalt taastuv energiatooraine, mida on lihtne kasutada (see lebab pinnal, seda pole vaja planeedi soolestikust eraldada, see ei moodusta radioaktiivseid ja mürgiseid jäätmeid ).

Juhtida avalikkuse tähelepanu taastuvate energiaallikate kasutamise võimalusele, alates 90ndate keskpaigast. eelmisel sajandil otsustati tähistada rahvusvahelist päikesepäeva. Nii toimuvad igal aastal 3. mail, Päikesepäeval, kogu Euroopas seminare, näitusi, konverentse, mille eesmärk on näidata inimestele, kuidas kasutada valgusti kiirt heaks, kuidas määrata päikeseloojangu või päikesetõusu aega. esineb.

Näiteks saab Päikesepäeval külastada spetsiaalseid multimeediaprogramme, näha läbi teleskoobi tohutuid magnethäirete alasid ja erinevaid päikese aktiivsuse ilminguid. Päikesepäeval saate vaadata erinevaid füüsilisi katseid ja demonstratsioone, mis näitavad selgelt, kui võimas energiaallikas on meie Valgus. Sageli on päikesepäeval külastajatel võimalus luua päikesekell ja seda tegevuses katsetada.