Sissejuhatus astrofüüsikasse

Tallinna Tehnikaülikool

Vladislav-Veniamin Pustõnski

2010 – 2012

Loeng 8

PäikePäike on spektraalklassi G2V peajadal asuv kollane kääbustäht, tema absoluutne tähesuurus on 4,83m. Päikese läbimõõt on 1,392109 m, see on 109 korda suurem, kui Maa raadius. Päikese mass on 1,9891030 kg. Päike on suure täpsusega sfääriline, tema polaarraadius vaid 10-3 % väiksem, kui ekvatoriaalraadius, see on ilmselt seotud Päikese aeglase pöörlemisperioodiga. Päikese pöörlemine on differentsiaalne: ekvatoriaalaladel pöörlemiskiirus on suurem, kui polaaraladel (see on võimalik, kuna Päike ei ole jäikkeha). Ekvator pöörleb (tähtede suhtes) perioodiga ca 25,0 päeva, polaaraladel pöörlemisperiood on 34,3 päeva. Päikese pöörlemistelg moodustab väikest nurka ekliptikatasandiga: 7,25o. Gravitatsiooniline kiirendus Päikese pinnal on ca 28 g.

Päikese spekter on lähedane absoluutse musta keha (AMK) spektrile. Kui Päike oleks AMK, siis tema bolomeetriline heledus (ehk kõikidel lainepikkustel kiirgatav koguenergia) vastaks temperatuurile 5780 K – see on Päikese pinna nn efektiivne temperatuur. Samal ajal erinevates Päikese kihtides temperatuur on erinev: see kasvab tsentri poole, jõudes ca 14 mln. K, samal ajal koroonas (vt edasi) temperatuur on ka väga kõrge, ca 1,5 mln. K. Päikese bolomeetriline heledus on 3,851026 W. Päike koosneb peamiselt vesinikust (ca 73,5 % massist, 92 % ruumalast fotosfääris) ja heeliumist (ca 24,8 % massist, 7 % ruumalast fotosfääris), teiste elementide vahel on hapnik (ca 0,8 % massist fotosfääris), süsinik (ca 0,3 % massist fotosfääris), on ka rauda, neooni, lämmastikku jms. Päike kuulub esimesele tähtede populatsioonile. Vastavalt evolutsioonimudelitele, Päikese vanus on ca 5 mlrd. a. (sealhulgas ca 4,6 mlrd. a. peajadal), ta jääb peajadale veel ca 5 mlrd. a., siis evolutsioneerub punaseks hiiuks ja lõpeb oma elu valge kääbusena. Päikesel on tugev magnetväli, mis ostsilleerub ajaga: perioodiga 22 a. toimub magnetpooluste vaheldumine. Meie jaoks Päike on kõige heledam objekt taevas, selle nähtav tähesuurus on -26,74m väljaspool atmosfääri. Atmosfääri iga ruutmeetrile langeb Päikest ca 1374 J/s

energiat (Päikese konstant), aga tänu neeldumisele atmosfääris Maa pinnani jõuab ca 1000 J/s (kui Päike on seniidis). Päikese nähtav nurksuurus taevas on ca 31’ – 32’. Maa kaugus Päikeselt on 147 mln. km periheeliumis (mida Maa läbib 4. jaanuaril) ja 152 mln. km afeeliumis. Seega erinevus on ca 3 %, millega seoses põhja poolsfääri talvel Maa saab Päikeselt ca 7 % võrra rohkem energiat, kui suvel.

Päike asub Linnuteel kaugusel ca 26 tuhat valgusaastat selle tsentrist. Päike asub galaktika tasandile lähedal ja pöörleb koos teiste galaktika tasandis olevate tähtedega perioodiga ca 200 mln a. Päikese lineaarkiirus galaktikas on ca 220 km/s. Päikese asukoht on nn Orioni spiraalharu sisemisel serval. Kuigi Päike on kääbustäht, ta on heledam, kui 85 % meie galaktika tähtedest. 50 lähimatest tähtedest Päikes on 4. oma heleduse poolest.

Päikese struktuuri saab jaotada 4 osaks: need on (seest välja) tuum, kiirgusliku ülekande tsoon, konvektiivne tsoon ja atmosfäär, mida omakorda saab jaotada fotosfääriks, kromosfääriks ja kroonaks. Päikest väljub päikesetuul, mis liigub väljaspoole ja segub kokku tähtedevahelise ainega. Vaatleme neid Päikese struktuurelemente detailsem.

Päikese tuum on tsentraalne tsoon raadiusega ca 150 – 170 tuhat km, ehk 20 % – 25 % Päikese raadiusest. Tuuma tihedus on veetihedusest ca 150 korda suurem ja temperatuur keskel on ca 14 mln K (tuuma välimistes alades temperatuur langeb kuni ca 7 mln K). Tuum pöörleb kiirusega, mis on viimastel andmetel palju suurem, kui väljaspoolsete kihtide pöörlemiskiirus. Tuumas toimub pp termotuuma reaktsioon, mille tulemusena vesinik põleb heeliumiks. Kogu Päikese energiat toodetakse tuumas, see energia edasi diffundeerub väljaspoole ja seda kiirgatakse Päikese pinnalt.

Kiirgusliku ülekande tsoon ulatub kuni ca 0,7 Päikese raadiuseni. Selles tsoonis toimub

energia ülekanne footonite (-kvantide) neeldumise ja kiirgamise teel. Kuni lokaalne temperatuuri gradient on väga väike (ca 7 mln K sees, ca 2 mln K väljas, aga teepikkus on ca 300 tuhat kilomeetrit), siis footon keskmiselt viibib selles tsoonis (olles pidevalt neelatud ja tagasi kiirgatud) ca 200 mln a. Kiirguse spektraalkoostis muutub sel teel: tsoonisse sisenevad väga tugevad -kvantide, väljuv kiirgus on keskmiselt „pehmem“, selles on olemas ka röntgen- ja UV-kvandid.

Pildi allikas: http://www.camelclimatechange.org/files/156401_156500/156417/sun_structure.jpg

Konvektiivne tsoon ulatub kuni Päikese nähtava pinnani, ja meie näeme seda ülemist osa läbi Päikese atmosfääri, selle paksus on ca 200 tuhat km. Temperatuur langeb kuni ca 6000 K tsooni ülemises osas. Konvektiivses tsoonis toimub energia ülekanne konvektsiooniga: aine liigub alt ülesse ja tagasi ja kannab kaasa energiat tänu oma soojusmahtuvusele. Liikumine toimub nn konvektiivrakudes: raku kuju on kuusnurk, selle tsentris aine liigub ülesse, perifeerias liigub alla. Tsoon on jagatud ka horisontaalseks: aine tõusukõrgus ühes rakus

on selline, et ümbritseva aine tihedus langeb ca e = 2,7 korda. Rakude suurus kahaneb alt ülesse: tsooni põhjal on väga suured rakud (nende raadius on võrreldatav tsooni raadiusega), üleval rakude läbimõõt vaid mitusada km. Päikese pinnal meie näeme neid rakun nn graanulitena. On avastatud ka nn supergranulatsioon: graanulid kombineeruvad hierarhilistesse struktuuridesse läbimõõduga tuhandeid kilomeetreid. Arvatavasti see peegeldub konvektiivsete kihtide struktuuri sügavuses. Konvektiivsete liikumiste kiirused ka sõltuvad vertikaalsest asukohast: tsooni põhjal need liikumised toimuvad kiirustega mitukümmend m/s, atmosfääri all aga sadu m/s.

Atmosfäär koosneb mitmest kihtidest. Kõige alumine on fotosfäär. Ta on poolläbipaistev, läbi seda meie näeme allolevat konvektiivset tsooni. Fotosfääri paksus on ca 300 km, selle ülemine osa on peaaegu läbipaistev. Seega läbipaistvus kahaneb väga lühedal kaugusel (mitusada kilomeetrit) võrreldes Päikese raadiusega. Sel põhjusel meie näeme, et Päikese serv on terav. Just fotosfäär moodustab Päikese nähtavat pinda, mille järgi mõõdetakse Päikese raadius. Temperatuur fotosfääri põhjal ca 6000 K, ülemisel serval aga ca 4000 K. Sel temperatuuril vesinik on enamasti neutraalne. Kuna kiirguse teepikkus läbi raadiuse on lühedam, siis see neeldub fotosfääris vähem, kui kiirgus, mis väljub raadiusega suure nurga all. Sel põhjusel Päikese keskel (kust kiirgus tuleb mööda raadiuse) meie näeme kuumemaid alumisi kihte, seega Päikese nähtav tsentraalosa on heledam, kui Päikese äär, kus nähtav kiirgus tuleb madalama temperatuuridega kihtidest. See on nn ääreletumenemise efekt. Fotosfääri pinnal formeeruvad madalama temperatuuriga alad, kus temperatuur võib olla kuni 1500 K madalam, kui naabrusaladel: need on nn päikeseplekid. Nende ilmumine on seotud Päikese magneetilise aktiivsusega (vt edasi).

Kromosfäär on atmosfääri ülemine kiht, mis on nii hõre, et selle kiirgust ei ole võimalik

näha palja silmaga fotosfääri taustal. Seda saab vaadelda päikesevarjutuste ajal, kui Päikese ketas on kaetud kuuga, või spetsiaalsete riistadega, mis ei luba Päikese keta valgust sisse. Kromosfääri spektris domineerub nn vesiniku H-alfa joon (punane, lainepikkus ca 656 nm, vasbab nn Balmer’i seeriale – üleminek 3st energia tasemest 2le). Kromosfäär on ebaregulaarse struktuuriga, alumine kromosfäär ulatub kõrguseni kuni 1500 km ja koosneb neutraalvesinikust. See on enam-vähem pidev. Ülemine kromosfäär koosneb kuumadest väljapuskest, nn spikulatest, mis ulatuvad kuni 10 000 km. Need on peenikesed kuumast gaasist koosnevad joad, mille läbimõõt on ca 500 km ja mis liigub kiirusega kuni 20 km/s Päikeselt ja tõusvad mitu tuhat kilomeetrit pinnalt. Nende eksisteerimise aeg on ca 15 min. Temperatuur kromosfääris kasvab kuni 15 000 K, ülemises kromosfääris vesinik on enamasti ioniseeritud, spektris on vesiniku, heeliumi, kaltsiumi jooned. Kromosfääri struktuur on seotud supergranulatsiooni struktuuriga, selles on olemas kuumemad rajoonid, nn flokkulid, mis tihti ümbritsevad plekke ja on seotud magneetilise aktiivsusega. Kromosfääri kõrge temperatuur on seotud magneetiliste efektidega ja lööklainedega.

Päikese kroon on kõige ülemisem Päikese struktuurne komponent (peale päikesetuule). Selle välimine piir ei ole määratud, krooni tihedus langeb kaugusega Päikeselt ja see segub kokku tähtedevahelise gaasiga. Maa ja teised planeedid on uputatud hõredate krooni kestadesse. Kroon koosneb hõredast kuumendatud gaasist, kõrge temperatuur on krooni üks tähtsamatest omadustest. Temperatuur kasvab kuni kauguseni ca 70 tuhat km Päikeselt, sel kaugusel temperatuur jõuab ca 2 mln. K. Edasi temperatuur langeb, Maa orbiidi kaugusel krooni temperatuur on ca 100 tuhat K. Kuigi need on väga kõrged väärtused, aine tihedus kroonis on nii väike, et selle heledus on tühine (ja see ka ei kuumenda nt. planeete: aatomite kontsentratsioon on liiga väike). Krooni koguheledus moodustab vaid ca 1,310-6 Päikese heledusest. Sel põhjusel krooni saab näha vaid päikesevarjutuste ajal või spetsiaalse instrumendi abil.

Tänu kõrgele temperatuurile gaas kroonis on täielikult ioniseetitud, ja seega allub Päikese magnetvälja mõjule. Kroon pöörleb koos Päikesega. Selle spektris leiti jooni, mille päritolu jäi ebaselgeks kaua aega, neid isegi omistati tundmatu keemilisele elemendile, mille nimetati krooniumiks. Vaid 1930-te lõpus sai selgeks, et need jooned on väga kõrge ionisatsiooniastmega metallide omad, sealhulgas Fe XIII, Ca XV, Ni XVI jms. Sellised jooned võivad tekkida vaid väga kõrgetel temperatuuridel ja väikestel tihedustel. Krooni kõrge temperatuuri probleem on siiamaani lahendamata. On pakutud erinevaid teooriaid, peaaegu kõik on seotud Päikese magnetväljaga. Üks võimalikest energiaallikast on nn magneetiline ümberlülitus, ehk magnetvälja struktuuri muutmine selle joonte ümberlülitamisega. Selles protsessis eraldub magnetväljas akumuleeritud energia, mis kulub osakeste kiirendamisele. Teised teooriad eeldavad krooni kuumendamist nn Alfvén’i lainete (magnetohüdrodünaamilised lained plasmas) energia arvel. Kroonis on olemas nn augud – vähendatud tiheduse alad, need seotud magnetvälja struktuuriga: suletud magnetväli hojab plasma kinni, aga kui nad katkevad, plasma saab pääseda maailmaruumi. Kroon on radiokiirguse ja röntgenkiirguse allikas.

Päikesetuul on ioniseeritud osakeste voog (peamiselt vesinik ja heelium), mis väljub kroonist kiirustega mitusada km/s. Päikese tuulena sekundis Päikeselt kaob ca 1 mln tonni ainet. Päikese tuulel on mitu komponenti: nn aeglane (kiirused sadu km/s), see on pärit „rahuliku“ krooni aladest ja on seotud krooni paisumisega; ja kiire, kiirustega kuni 1000 km/s ja rohkem – need joad on seotud krooni augudega. Aeg-ajalt toimuvad aine väljapursked kroonist (ingl. Coronal Mass Ejections, CME), need on seotud Päikese magneetilise aktiivsusega.

Päikese magnetväli genereeritakse Päikeste sisemistes osades, vastavalt tänaste

ekttekujutustega konvektsiooni tsooni ja kiirgusliku tsooni piires. Selle ilmumine on seotud erinevate kiirgusliku ja konvektsiooni tsoonide pöörlemiskiirustega: pöörlev plasma on ekvivalentne elekrilaengute kandjate vooguga, ehk elektrivooluga. Elektrivool aga tekitab magnetvälja. Edasi magnetväli diffundeerub fotosfääri ja kõrgemale. On olemas viited ka sellele, et sügavamates Päikese kihtides – kiirguslikus tsoonis ja tuumas – eksisteerib ka ürgmagnetväli, mis tekkis koos Päikesega.

Päikese globaalne magnetväli on dipoolse struktuuriga Päikese aktiivsuse miinimumfaasis. Selles faasis Päikese magnetväljal on lõuna- ja põhjapoolused. Nad vahelduvad tsükliliselt perioodiga ca 22 aastat. Aktiivsuse miinimumfaasis magnetväli poolustel on kõige tugevam. Kui magnetväli poolustel nõrgeneb, Päikese aktiivsus kasvab, ta on maksimumis, kui dipoolne struktuur kaob üldse (see olukord kordub perioodiga 11 aastat). Need perioodide väärtused (22 a., 11 a.) on keskmised, tegelikud tsükkli pikkused võivad erineda nendest mitu aastate võrra. Aktiivsuse maksimumis Päikese magnetväli on kvadrupoolne.

Päikese magnetvälja keskmine tugevus on mitu Gaussi, aga Päikesel on ka lokaalsed väljad, mis on ebaregulaarsed ja mille tugevused on mõnikord tuhandeid Gaussi. Kõige tugevamad on magnetväljat Päikese plekkide rühmades.

Päikese aktiivsus on peaaegu täielikult seotud selle magnetväljaga. Selle aktiivsuse vaatluslikud tunnusmärgid on nt. päikeseplekid. Need on eriti tugeva magnetvälja alad, kus magnetväli vähendab konvektsiooni ja seega plasma temperatuur langeb 1000 – 2000 K võrra. Päikeseplekkide arv määratakse nn Wolf’i arvuga – see on indeks, mis võtab arvesse nii plekkide kui ka nende rühmade arvu, samas ka vaatlusriistade iseärasusi. Plekkide mõju Päikese heledusele on diskussiooni küsimus, kuna eksisteerib

nii heleduse langus tänu temperatuuri langusele plekkides, kui ka kasv tänu heledamatele aladele ümber plekke. Üldine muutus on suurusjärku vaid 0,01 %. Päikese plekid sündivad tavaliselt rühmadega, aga tekkivad ka üksikplekid. Päikese rühmad on orienteeritud tavaliselt paralleelselt ekvaatorile. Aktiivsuse faasi alguses plekid ilmuvad kõrgetel laiustel (kuni 45o), aktiivsuse maksimumi juures nad migreerivad ekvaatorile laiusteni kuni 5o. See on nn Spörer’i seadus. Kõrgematel laiuskraadidel plekid peaaegu ei teki. Mõned plekid eksisteerivad vaid mitu päevi, aga mõned jäävad Päikesele mitu kuud, ehk jõuavad teha koos Päikesega mitu täistiiru. Plekis aine läbipaistvus on suurem, seega valgus plekist tuleb ca 500 km võrra suurest sügavusest, kui väljaspool plekki. Seega võib öelda, et plekk moodustab süvendi fotosfääris.

Päikese aktiivsuse teised avaldamised on protuberantsid, Päikese tormid jne. Protuberatsid on suhteliselt külmast gaasist koosnevad sõlmed, mis tõusvad üle Päikese pinna koos magnetvälja joontega. Gaaside kiirused protuberatsides on sadu km/s, nad võivad tõusta kõrgusteni sadu tuhat km. Päikese tormid on plahvatuslikud energia eraldamise episoodid, energia eraldub ajaskaalas mitu minutid. Kuigi eraldatav energia on absoluutse väärtuse poolest suur (kuni 1025 J ja rohkem), see on ikkagi vaid väga väike võrreldes Päikese poolt kiirgatava koguenergiaga (tegelikult see on palju väiksem, kui Päike kiirgab ühes sekundis). Tormide ajal ilmneb ka röntgenkiirgus, selle võimsuse järgi klassifitseeritatakse tormi võimsust (kasutatakse tähti A-st – kõige väiksem – kuni X, kõige tugevam). On olemas ka H-alfa joonele põhinev klassifikatsioon. Tormide ajal Päikeselt pursetakse välja võimsad laetud osakeste vood, mis mõjustavad Maa magnetvälja ja ülemist atmosfääri (ionosfääri). Laetud osakesed kutsuvad esile virmaliste ilmumist, nad võivad kahjustada tehiskaaslasi orbiitidel ja isegi tekitada kahjustusi mehitatud kosmoselaevade meeskondadele (madalatel orbiitidel see oht on väiksem, kuna Maa magnetväli kaitseb meid nendest osakestest, juhtides neid kõrvale). Võivad tekkida raadioside häiritusi nendel lainepikkustel, mis levivad ionosfääris, samuti Maa magnetvälja moonutused võivad tekitada rikkumisi elektrisüsteemide normaalses töös.

Päikese aktiivsuse ajal samaaegselt kahaneb meie Galaktikast ja muudest galaktikatest Päikese süsteemisse tungivate laetud osakeste arv (nn galaktika kiired), kuna päikesetuul saab tugevamaks ja takistab galaktika kiiri suuremal määral.

Vaatamate suurele skaalale, Päikese magneetiline aktiivsus on suhteliselt väikese võimsusega võrreldes Päikese koguvõimsusega. Aktiivsusega seotud efektid on ca 0,1 % Päikese koguvõimsusega piires. Üldiselt, Päikese kiirgus on väga stabiilne, selle muudatused jäävad siiamaani mõõteriistade täpsuse piires. Päikese koguheledus muutub Päikese tsükliga ca 0,1 % võrra. On olemas tõendid sellele, et Päikese heledus on muutunud ca 0,5 % piires ajaloolises ajaskaalas (mitusada aastat, nt. Maunder’i miinimum 1645 – 1715 aa., millal toimus globaalne kliima jahutamise episood), aga otsene seos kliima muutumise ja Päikese vahel on diskuteeritav, kuna on olemas palju muid kliimale mõjutavaid tegureid. On võimalikud erinevad mehanismid, kuidas Päikese kiirgusega toimuvad pikaajalised muudatused võivad mõjutada kliima. Esiteks, see on otsene seos energia hulga ja kliima vahel. Teiseks, muudatused UV diapasoonis on suurema amplituudiga ja võivad mõjutada kliima kaudselt, nt moonutades osooni hulka atmosfääris. Kolmandaks, Päikesest sõltub Maani jõuav galaktikate kiirte hulk, seega on võimalik kaudne mõju nende kiirte moduleerimise teel. Iga selline teooria nõuab veel täpsustusi.