Päike - päikesesüsteemi kõige massiivsem objekt - on a populatsioon I kollane kääbustäht. See on oma täheklassi raskemas otsas ja I asurkonna staatus tähendab, et see sisaldab raskeid elemente. Ainsad elemendid südamikus on aga vesinik ja heelium; vesinik on tuumasünteesireaktsioonide kütus, mis toodab pidevalt heeliumi ja energiat. Praegu on päike põletanud umbes poole oma kütusest.
Kuidas päike tekkis
Vastavalt udune hüpotees, tekkis päike udukogu - suure kosmosegaasi ja tolmu pilve - gravitatsioonilise kokkuvarisemise tagajärjel. Kuna see pilv tõmbas oma tuumale üha enam ainet, hakkas see pöörlema teljel ja keskel osa hakkas kuumenema tohutu surve all, mis tekkis üha suurema tolmu ja gaasid. Kriitilisel temperatuuril - 10 miljonit Celsiuse kraadi (18 miljonit Fahrenheiti kraadi) - süttis südamik. Vesiniku liitumine heeliumiks tekitas välise rõhu, mis toimis gravitatsiooni vastu, et saavutada püsiv seisund, mida teadlased nimetavad "põhijärjestuseks".
Päikese sisustus
Päike näeb välja nagu Maalt pärit iseloomutu kollane orb, kuid sellel on eraldiseisvad sisekihid. Keskne tuum, mis on ainus koht, kus tuumasüntees toimub, ulatub 138 000 kilomeetri (86 000 miili) raadiuseni. Sellest kaugemale ulatub kiirgusvöönd ligi kolm korda ja konvektiivne tsoon ulatub fotosfääri. Südamiku keskmest 695 000 kilomeetri (432 000 miili) raadiuses on fotosfäär kõige sügavam kiht, mida astronoomid saavad otse jälgida, ja see on päikesele kõige lähemal pinnale.
Kiirgus ja konvektsioon
The temperatuur päikese keskmes on umbes 15 miljonit kraadi (28 miljonit Fahrenheiti kraadi), mis on peaaegu 3000 korda kõrgem kui pinnal. Südamik on kümme korda tihedam kui kuld või plii ja rõhk on 340 miljardit korda atmosfääri rõhk Maa pinnal. Südamik ja kiirgusvööndid on nii tihedad, et südamikus toimuvate reaktsioonide käigus tekkivatel footonitel kulub konvektiivse kihini jõudmiseks miljon aastat. Selle poolläbipaistmatu kihi alguses on temperatuurid piisavalt jahtunud, et raskemad elemendid, nagu süsinik, lämmastik, hapnik ja raud, saaksid oma elektrone säilitada. Raskemad elemendid püüavad valguse ja kuumuse kinni ning kiht lõpuks „keeb“, kandes energiat konvektsiooni teel pinnale.
Tuumasünteesireaktsioonid
Vesiniku liitumine heeliumiga päikese tuumas toimub neljas etapis. Esimeses põrkuvad kaks vesiniku tuuma - ehk prootonit -, et saada deuteerium - kahe prootoniga vesiniku vorm. Reaktsioon tekitab positroni, mis põrkub elektroniga kokku, moodustades kaks footonit. Kolmandas etapis põrkub deuteeriumituum teise prootoniga, moodustades heelium-3. Neljandas etapis põrkuvad kokku kaks heelium-3 tuuma, et saada heelium-4 - kõige tavalisem heeliumi vorm - ja kaks vaba prootonit, et jätkata tsüklit algusest peale. Termotuumasünteesi tsükli käigus eralduv netoenergia on 26 miljonit elektronvoldit.