# data[].attributes.body
Päike on üsna tavaline täht, selline suuremapoolne kääbustäht ja pea kõik eeltoodud teadmised tähtede kohta on kohased ka Päikesele rakendada. Tema läheduse tõttu on meil võimalik aga Päikest detailsemalt uurida ja üldistada saadud tulemusi ka teistele tähtedele. Keemilise koostise järgi võib öelda, et Päike on kolmanda põlvkonna täht.

# data[].attributes.body
Mass - M⊙=2,0×1030kg

Raadius - R⊙=7,0×108m

Kiirgusvõimsus - L⊙=3,9×1026W

Keskmine tihedus - 1400kg/m3

Paokiirus - vpao=620km/s

Temperatuur - Teff=5770K

Globaalne magnetväli - 1Gs=10−4T

Koostispõhiliselt - H ja He

# data[].attributes.body
Standardmudeli järgi on Päikese siseehitus järgmine. Päikese prooton-prooton termotuumareaktsioonid toimuvad tuumas. Energia vabaneb enamuses γ−kiirgusena, vähemal määral läheb energia ka soojusliikumistesse ja neutriinodesse. Edasisi kihte eristatakse selle järgi, kuidas toimub energia ülekandumine. Kuna alguses toimub energiaülekanne kiirguse teel, nimetatakse vastavat piirkonda kiirgustsooniks. Sellele järgneb soojusliikumise poolt domineeritud konvektsioonitsoon see ulatub praktiliselt pinnani. Päikese keskosas on temperatuur väga kõrge, osakeste liikumine on väga intensiivne ja põrked väga sagedased. Ülikõrge temperatuuri tõttu on gaas täielikult ioniseeritud. Footonid hajuvad laetud osakestel korduvalt. Korduvate hajumiste tulemusena footonite energia pidevalt ka väheneb, nii et pinnal vastab energia juba optilise piirkonna energiale. Kaugemates osades muutub temperatuuri gradient nii suureks, et energia hakkab edasi kanduma konvektsiooni teel: siseosadest pärit kuum gaas tõuseb üles, välisosade külmem gaas laskub alla. Tekivad iseloomulikud konvektsioonirakud. Teatud piirist (fotosfäärist) alates muutub aine juba nii hõredaks, et konvektsiooni  enam ei toimu − energiaülekanne toimub jälle kiirgusena. Konvektsioonitsooni struktuur on küllaltki keeruline ja erineval sügavusel asuvad erineva suurusega konvektsioonirakud. Sügavaimal on ka rakkude suurus suurim ja pinnale lähemal üha väiksem. Kõige kõrgemal asuvad rakud satuvad otsapidi juba fotosfääri, kus neid on ka näha. Sisemiste rakkude struktuuri saab vaid arvutite abil arvutada.

# data[].attributes.body
Päikese „pinnaks“ nimetatakse fotosfääri, mis ongi see, mida me palja silmaga vaadeldes näeme. Fotosfääri peal asub 2000km paksune hõredam kromosfäär. Seda on võimalik näha pildistades Päikest näiteks läbi Hα filtri või kaugetes UV-lainepikkustes. Päikesevarjutuste ajal on võimalik vaadelda ulatuslikku Päikese krooni ja selle spektrit, milles neeldumisjoonte asemel on kiirgusjooned.

# data[].attributes.body
Päikese pinnal on sageli näha tumedaid laike ehk päikeseplekke. Mingil ajahetkel võib päikeseplekkide arv ulatuda nullist mitmesajani. Tegemist on tegelikult fotosfääri temperatuuri muutusega − päikeseplekid on lihtsalt külmemad piirkonnad. Temperatuur on plekkide keskel 4500K, plekkide äärealal (prenumbras, nn poolvarju piirkonnas) 5500K. Plekid ei ole mitte staatilised vaid tekivad ja kaovad ning muudavad ka oma kuju, nende eluiga on 1 kuni 100 päeva.

# data[].attributes.body
Päikeseplekid on suhteliselt rahulik aktiivsuse ilming. Ent mõnikord plahvatab plekkide suuremate rühmade ümbrus ja vabastab suure koguse suure energiaga osakesi, mis seejärel krooni lahkuvad. Üheks efektseimaks aktiivsusilminguks on protuberantsid. Rahulikud protuberantsid püsivad mõne päeva või nädala ja ulatuvad kõrgele fotosfääri kohale. Aktiivsed protuberantsid on muutlikumad, püsides vaid tunde ja on madalamad. Osa protuberantse on hiiglaslikud, ent neid esineb vaid Päikese aktiivsusmaksimumide ajal. Protuberantsid on suhteliselt külma (5000−10000K) plasma voolud kuumas kroonis. Magnetvälja induktsioon on seal 10−30Gs.

# data[].attributes.body
Veelgi energeetilisemad on loited, ehkki nende eluiga võib kesta vaid mõne minuti. Loidete tekkimise põhjus päris selge veel ei ole ning neid ei osata ka veel kuigi täpselt ette ennustada. Energia vabaneb loidetes väga paljudel sagedustel: γ−kiirgusest kuni raadiolaineteni, lisaks veel ka suure energiaga osakeste voog. Loidetes võib temperatuur ulatuda 108K ja vabanevad osakesed võivad omada väga suuri energiaid*. Nii kõrge temperatuur on mittesoojuslik, st erinevad osakesed ei ole omavahel soojuslikus tasakaalus. Magnetvälja induktsioon loidetes on umbes 200Gs. Loidete röntgen− ja gammakiirgus ning osakeste voog häirib Maa ionosfääri. Loidete piirkonnad on mõõtmetega 10−300 tuhat kilomeetrit. Päikeseaktiivsuse miinimumi ajal loiteid ei esine.

# data[].attributes.body
Päikese magnetväli on esimeses lähenduses dipoolväli, milles magnetvälja telg on pöörlemisteljega ligikaudu samasihiline. Magnetvälja põhjuseks on elektrivoolud Päikese elektrit juhtivas keskkonnas. Magnetväljad põhjustavad kõiki Päikese aktiivsuse ilminguid.