Күн және оның адам ағзасына әсері

Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 27 бет
Таңдаулыға:

Күн және оның адам ағзасына әсері
Жоспар
Кіріспе
І. Біздің жұлдызымыз - күн
1.Күнді бақылау тарихы, жалпы сипаттамасы және ішкі құрылымы
2. Күн атмосферасы мен хромосферасы
ІІ. Күн белсенділігінің адамдарға әсері
1. Күннің ултрафиолет радиациясы және күн жерге қалай әсер етеді?
2. Күннің белсенділігі және адамның денсаулығы
Қорытынды
Пайдаланылған әдебиеттер тізімі

Кіріспе

Адамдар ежелгі уақыттан бері күн сәулесінің аурулармен күресте емші әрі сенімді одақтас екенін біледі. Бірақ сонымен бірге, адамдар құдайларға дұға етіп, күннің күйіп тұрған сәулесінің астында егін жоғалтпау үшін жаңбыр сұрады.
Күн. Адамдар оны мыңдаған жылдар бойы құдайға айналдырып келеді. Бірақ дәл осы ғасырда адамдар ультрафиолет сәулелерінің әсерінен тотығуға қол жеткізе бастады.
Әрбір адам Күнге қарапайым көзбен қарауға болмайтынын және одан да ерекше, ерекше қараңғы сүзгілерсіз немесе жарықты әлсірететін басқа құрылғыларсыз телескоп арқылы қарауға болмайтынын бәрі біледі. Бұл кеңеске немқұрайлы қарамай, бақылаушы көздің қатты күйіп қалу қаупін тудырады. Күнді көрудің ең оңай жолы - оны ақ экранға шығару. Кішкентай әуесқой телескоптың көмегімен сіз күн дискісінің үлкейтілген бейнесін ала аласыз. Бұл бейнеден не көре аламыз?
Ең алдымен, шуақты күннің өткірлігіне назар аударылады. Күн - айқын шекарасы жоқ газ тәрізді сфера және оның тығыздығы біртіндеп азаяды. Неліктен біз оның күрт көрсетілгенін көреміз? Мәселе мынада: Күннен көрінетін сәулеленудің барлығы дерлік өте жұқа қабаттан келеді, оның ерекше атауы бар - фотосфера (грек тілінен аударғанда - жарық сферасы). Оның қалыңдығы 300 шақырымнан аспайды. Дәл осы жұқа қабат бақылаушы үшін Күннің беті бар деген елесін жасайды.
Ультрафиолет сәулелену - бұл қысқа толқынды электромагниттік сәуле, ол күн радиациясы энергиясының шамамен 9% құрайды.
Күн сәулесі - денсаулықты сақтау үшін өте маңызды күшті терапиялық және профилактикалық агент. Ескі мақалда: Күн сирек көрінетін жерге дәрігер жиі келеді деп бекер айтылмаған. Сиқырлы ультрафиолет сәулелерінің денеге әсері бірдей емес және толқын ұзындығына байланысты. Олардың кейбіреулері витамин түзуші әсерге ие - олар теріде Д витаминінің пайда болуына ықпал етеді, басқалары эритема және пигмент эффектісі деп аталады, яғни терінің эритемасы (қызаруы) мен пигментінің пайда болуына себеп болады бұл күннің күйуіне әкеледі. Ең қысқа ультрафиолет сәулелері бактерицидтік, микробтарды жоятын әсерге ие. Даниялық физиотерапевт Н.Финсен 1903 жылы терінің туберкулезін емдеу үшін күн сәулелерін қолданды. Осы зерттеуі үшін оған Нобель сыйлығы берілді. Күн сәулесі шынымен таңғажайып емдік күшке ие. Оның сәулелері, ең алдымен ультрафиолет сәулелері терінің нейро-рецепторлық аппаратына әсер етеді және ағзада күрделі химиялық трансформацияларды тудырады.
Сәулеленудің әсерінен орталық жүйке жүйесінің тонусы жоғарылайды, метаболизмі және қан құрамы жақсарады, ішкі секреция бездерінің қызметі белсендіріледі. Ультрафиолет сәулелері алдын-алуға ғана емес, сонымен қатар кейбір ауруларды емдеуге қабілетті: рахит, псориаз, экзема, сарғаю.
Сондай-ақ, ультрафиолет сәулелері жануарларға жақсы әсер етеді. Ауылшаруашылық жануарлары мен құстарына жүргізілген тәжірибелер қыста ультрафиолет сәулелерімен сәулеленудің жануарлар ағзасына тиімді әсер ететіндігін көрсетті: организмде тотығу процестері жоғарылайды, белок пен көмірсу алмасуы жақсарады; дененің биотоны жоғарылайды. Ультракүлгін сәулеленуді қолдану қысқы жағдайдағы жануарларды жазғы жағдайға жақындатуға ықпал етеді. [2]
Күн сәулесінің адам ағзасына оң әсері тек күн радиациясының белгілі бір дозаларында көрінетінін ұмытпауымыз керек. Артық дозасы қалпына келтірілмейтін зиян келтіруі мүмкін - жүйке, жүрек-қан тамырлары және ағзаның басқа өмірлік жүйелерінде ауыр бұзылулар тудырады.

І. Біздің жұлдызымыз - күн

Күн мен жердегі байланыс проблемасына ғалымдардың қызығушылығы бірнеше себептерден туындайды. Ең алдымен, Күннің Жерге әсер етуінің физикалық аспектілері нақтыланған кезде, радиобайланыс, магниттік навигация, ғарышқа ұшу қауіпсіздігі, ауа-райын болжау және басқалар үшін бұл мәселенің орасан зор қолданбалы мәні ашылды.
Күн табиғаты және оның біздің өміріміз үшін маңызы - сарқылмас тақырып. Адамдар оның Жерге әсері туралы ежелгі дәуірлерде де болжады, нәтижесінде аңыздар мен мифтер пайда болды, оларда Күн үлкен рөл атқарды. Ол көптеген діндерде құдайға айналған. Күнді зерттеу - бұл өзіндік аспаптық базасы бар, өзіндік әдістері бар астрофизиканың ерекше бөлімі. Алынған нәтижелердің рөлі астрофизика үшін де (жалғыз жұлдыздың табиғатын түсіну) және геофизика үшін де өте маңызды (ғарыштық әсерлердің негізі). Астрономдар, дәрігерлер, метеорологтар, сигналшылар, штурмандар және басқа мамандар Күнге үнемі қызығушылық танытады. Олардың кәсіби белсенділігі біздің күндізгі жарықтың белсенділік дәрежесіне байланысты, ол дақтарға ие.
Орыс шежіресіндегі дақтарды алғашқы сипаттау 1371 және 1385 жылдардан басталады, бақылаушылар оларды орман өрттерінің түтіні арқылы байқады. Күндегі процестердің табиғаты туралы көзқарастар күресінің тарихы қазіргі кездегідей болып көрінетін керемет дерлік коллизиялармен байланысты. Күннің белсенділігі біздің денсаулығымызға қаншалықты әсер етеді, күн дауылдары, дақтар мен алау біздің әл-ауқатымызға қалай әсер етеді деген сұрақтар бізді қызықтырады.

2.1 Күнді бақылау тарихы және жалпы сипаттамасы

Күнді телескопиялық бақылау тарихы 1611 жылы Г.Галлейли жүргізген бақылаулардан басталады; күн дақтар анықталды, Күннің өз осінің айналу кезеңі анықталды. 1843 жылы неміс астрономы Г.Швабе күн белсенділігінің циклдік табиғатын ашты. Спектрлік анализ әдістерінің дамуы Күндегі физикалық жағдайларды зерттеуге мүмкіндік берді. 1814 жылы Дж.Фраунгофер күн спектрінде қараңғы сіңіру сызықтарын ашты - бұл Күннің химиялық құрамын зерттеудің бастамасы болды. 1836 жылдан бастап күн тұтылуын бақылаулар үнемі жүргізіліп келеді, бұл күн тәжі мен хромосфераның, сондай-ақ күннің көрнекті жерлерінің ашылуына әкелді. 1913 жылы американдық астроном Дж.Хейл Зееманның Фраунгофер сызықтарының күн спектрінде бөлінуін бақылап, осылайша Күнде магнит өрістерінің бар екендігін дәлелдеді. 1942 жылға қарай швед астрономы Б. Эдлен және басқалар күн тәжі спектрінің жоғары сызығын жоғары иондалған элементтердің сызықтарымен анықтады, осылайша күн тәжіндегі жоғары температура дәлелденді. 1931 жылы Б.Лайот тәж бен хромосфераны тұтылғаннан тыс жерде бақылауға мүмкіндік беретін күн коронографын ойлап тапты. ХХ ғасырдың 40-шы жылдарының басында Күннен радио-сәуле шығару анықталды. 20 ғасырдың екінші жартысында күн физикасының дамуына айтарлықтай серпін болды, бұл магнетогидродинамика мен плазма физикасының дамуы болды. Ғарыш дәуірінің басынан бастап күн сәулесінің ультрафиолет және рентген сәулелерін зерттеу ракеталарды, Жер серіктеріндегі орбиталық автоматты обсерваторияларды және бортында адамдар бар ғарыш зертханаларын қолдану арқылы атмосферадан тыс астрономия әдістерін қолдану арқылы жүзеге асырылды. күн тәжіндегі жоғары температураны дәлелдеді. 1931 жылы Б.Лайот тәж бен хромосфераны тұтылғаннан тыс жерде бақылауға мүмкіндік беретін күн коронографын ойлап тапты. ХХ ғасырдың 40-шы жылдарының басында Күннен радио-сәуле шығару анықталды. 20 ғасырдың екінші жартысында күн физикасының дамуына айтарлықтай серпін болды, бұл магнетогидродинамика мен плазма физикасының дамуы болды. Ғарыш дәуірінің басынан бастап күн сәулесінің ультрафиолет және рентген сәулелерін зерттеу ракеталарды, Жер серіктеріндегі орбиталық автоматты обсерваторияларды және бортында адамдар бар ғарыш зертханаларын қолдану арқылы атмосферадан тыс астрономия әдістерін қолдану арқылы жүзеге асырылды. доказав этим высокую температуру және солнечной короне. 1931 жылы Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х годов ХХ века солнции радиоизлучение. Существенным толчком физикалық формаға арналған Солнца во второй половине ХХ века послужило разнитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. Солнца ведомстволық методами венатмосфералық астрономиялық ракета, автоматты орбитальды обсерваторий на спутниках Земли, косметикамен айналысады. 20 ғасырдың екінші жартысында күн физикасының дамуына айтарлықтай серпін болды, бұл магнетогидродинамика мен плазма физикасының дамуы болды. Ғарыш дәуірінің басынан бастап күн сәулесінің ультрафиолет және рентген сәулелерін зерттеу ракеталарды, Жер серіктеріндегі орбиталық автоматты обсерваторияларды және бортында адамдар бар ғарыш зертханаларын қолдану арқылы атмосферадан тыс астрономия әдістерін қолдану арқылы жүзеге асырылды. 20 ғасырдың екінші жартысында күн физикасының дамуына айтарлықтай серпін болды, бұл магнетогидродинамика мен плазма физикасының дамуы болды. Ғарыш дәуірінің басынан бастап күн сәулесінің ультрафиолет және рентген сәулелерін зерттеу ракеталарды, Жер серіктеріндегі орбиталық автоматты обсерваторияларды және бортында адамдар бар ғарыш зертханаларын қолдану арқылы атмосферадан тыс астрономия әдістерін қолдану арқылы жүзеге асырылды.

Жалпы сипаттамасы

Күн, Күн жүйесінің орталық денесі - қыздыру плазмалық шар; Күн - Жерге ең жақын жұлдыз. Күннің массасы 1,990 :: 10 530 кг (Жердің массасынан 332958 есе көп). Күнде Күн жүйесінің 99,866% массасы бар. Күн параллаксы - 8.794 (4.263 * 10 5 радиан). Жерден Күнге дейінгі қашықтық 1,4710 * 10 511 м-ден (қаңтарда) 1,5210 * 10 511-ге дейін (шілдеде) орташа, 1,4960 * 10 511 м. Бұл қашықтық бір астрономиялық бірлік деп саналады.Күннің орташа бұрыштық диаметрі 1919,26 (9,305 :: 10 5-3 рад), бұл Күннің 1.392 :: x10 59 сызықтық диаметріне сәйкес келеді м (Жер экваторының диаметрінен 109 есе үлкен). Күннің орташа тығыздығы 1,41 :: 10 53 кг м құрайды. Күн бетіндегі ауырлық күшінің үдеуі 273,98 м с құрайды. Күн бетіндегі екінші ғарыштық жылдамдық 6,18 :: 10 55 м сек. Стефан-Больцман заңы бойынша анықталған күннің тиімді беткі температурасы, күннің жалпы сәулеленуінен 5770 К құрайды.
Күннің осьтің айналуы Жердің айналуымен бірдей бағытта, Жер орбитасының (эклиптика) жазықтығына 7 ° 15 'көлбеу жазықтықта жүреді. Айналу жылдамдығы күн атмосферасындағы әр түрлі белгілердің айқын қозғалысы және Доплер эффектінің әсерінен күн дискісінің спектріндегі спектрлік сызықтардың ығысуымен анықталады. Сонымен, Күннің айналу кезеңі әр түрлі ендіктерде бірдей емес екендігі анықталды. Күн бетіндегі әр түрлі белгілердің орны күн экваторынан (гелиографиялық ендік) және Күннің көрінетін дискісінің орталық меридианынан немесе бастапқы ретінде таңдалған кейбір меридианнан өлшенген гелиографиялық координаталар көмегімен анықталады (со- Каррингтон меридианы деп аталады). Сонымен бірге, Күн қатты дене ретінде айналады деп саналады. 17 ° гелиографиялық ендікке ие нүкте Жерге қатысты 27.275 тәулік ішінде бір айналым жасайды (синодтық кезең). Күннің сол ендік бойынша жұлдыздарға қатысты айналым уақыты (сидеральды кезең) 25,38 күнді құрайды. Сидеральды айналу үшін бұрылыс бұрышының жылдамдығы 7f 0 заңға сәйкес 7w0 гелиографиялық ендікпен өзгереді: тәулігіне 7w 0 = 14.33 ° -3 ° sin 52 7f. Күн экваторындағы сызықтық айналу жылдамдығы шамамен 2000 м с құрайды.
Күн жұлдыз ретінде әдеттегі сары гном болып табылады және Герцпрунг-Рассел диаграммасындағы жұлдыздардың негізгі тізбегінің ортасында орналасқан. Күннің жарық фотовизуалды жұлдыздық шамасы -26,74, абсолютті M 4v жұлдыздық шамасы +4,83 құрайды. Күннің түс индексі спектрдің көк (B) және визуалды (M) аймақтарына арналған M 4B 0-M 4V 0 = 0.65. Күннің спектрлік класы - G2V. Ең жақын жұлдыздар жиынтығына қатысты қозғалыс жылдамдығы 19,7 :: 10 53 м сек құрайды. Күн біздің Галактиканың спираль тәріздес қолдарының бірінде оның орталығынан шамамен 10 кпк қашықтықта орналасқан. Күннің Галактиканың ортасында айналу кезеңі шамамен 200 миллион жылды құрайды. Күннің жасы шамамен 5 х 10 59 жас.
Ішкі құрылым

Күннің ішкі құрылымы оны сфералық симметриялы дене және тепе-теңдікте деген болжаммен анықталады. Энергия алмасу теңдеуі, энергияны сақтау заңы, күйдің идеалды теңдеуі, Стефан-Больцман заңы және гидростатикалық, сәулелі және конвекциялық тепе-теңдік шарттары, жалпы жарықтылықтың, жалпы массаның және радиустың бақылаушы мәндерімен бірге Күн және оның химиялық құрамы туралы мәліметтер күннің ішкі құрылымының моделін құруға мүмкіндік береді. Күндегі сутектің массасы бойынша мөлшері шамамен 70%, гелий шамамен 27%, қалған барлық элементтердің мөлшері шамамен 2,5% құрайды деп саналады. Осы болжамдар негізінде Күн центріндегі температура 10-15 * 10 56 К, тығыздығы шамамен 1,5 * 10 55 кг м, қысым 3,4 * 10 516 құрайды деп есептеледі.н м (шамамен 3 x 10 511)Радиацияның жоғалуының орнын толтыратын және Күннің жоғары температурасын ұстап тұратын энергия көзі - бұл Күннің ішкі бөлігінде пайда болатын ядролық реакциялар. Күн ішінде пайда болатын энергияның орташа мөлшері 1,92 эрг г сек құрайды. Энергияның шығуы сутегі гелийге айналатын ядролық реакциялармен анықталады. Күнде термоядролық реакциялардың екі тобы болуы мүмкін: протон-протон (сутегі) циклі және көміртегі циклы (Бете циклі) деп аталады. Сірә, Күнде үш реакциядан тұратын протон-протон циклы басым болады, оның біріншісінде сутегі ядроларынан (сутектің ауыр изотопы, атомдық масса, екіншіде сутек ядролары, ядролар) дейтерий ядролары пайда болады. атомдық массасы 3-тен гелий изотопы түзіледі, соңында олардың үштен бірінде атомдық массасы 4 гелийдің тұрақты изотопының ядролары түзіледі.
Күннің ішкі қабаттарынан энергияның берілуі негізінен төменнен келетін электромагниттік сәулеленуді жұтып, кейіннен қайта сәулелену арқылы жүреді. Температураның төмендеуі нәтижесінде, Күннен қашықтықта сәулеленудің толқын ұзындығы біртіндеп ұлғаяды, бұл энергияның көп бөлігін жоғарғы қабаттарға жібереді. Ішкі қабаттардан ыстық зат қозғалысы және ішке қарай салқындау арқылы энергияның берілуі (конвекция) Күннің конвективті аймағын құрайтын салыстырмалы жоғары қабаттарда маңызды рөл атқарады, ол шамамен 0,2 күн радиусының тереңдігінен басталады және қалыңдығы шамамен 10 58 м.Конвективті қозғалыстардың жылдамдығы Күн центрінен қашықтыққа қарай өседі және конвективті аймақтың сыртқы бөлігінде (2-2,5) x10 53 жетеді.м сек. Одан да жоғары қабаттарда (Күн атмосферасында) энергия беру қайтадан сәулелену арқылы жүзеге асады. Күн атмосферасының жоғарғы қабаттарында (хромосферада және тәжде) энергияның бір бөлігі конвективті аймақта пайда болатын, бірақ тек осы қабаттарда жұтылатын механикалық және магнетогидродинамикалық толқындар арқылы жеткізіледі. Атмосфераның жоғарғы қабатында тығыздық өте төмен, ал сәулелену мен жылу өткізгіштікке байланысты қажетті энергияны алып тастау осы қабаттардың кинетикалық энергиясы жеткілікті болған жағдайда ғана мүмкін болады. Ақырында, күн тәжінің жоғарғы бөлігінде энергияның көп бөлігі Күннен қозғалатын материя ағындары, яғни күн желі деп аталады. Әр қабаттағы температура энергетикалық тепе-теңдік автоматты түрде жүретін деңгейде орнатылады: барлық сәулелену түрлерінің сіңуіне байланысты әкелінген энергия мөлшері,
Күннің жалпы сәулеленуі оның жер бетінде жасайтын сәулеленуімен анықталады - Күн өзінің шарықтау шегіне жеткен кезде шамамен 100 мың люкс. Атмосферадан тыс Жердің Күннен орташа қашықтығында жарықтандыру 127 мың люкс құрайды. Күн сәулесінің қарқындылығы 2,84 * 10 527 шам. Бір минут ішінде Жердің Күннен орташа арақашықтығында атмосферадан тыс күн сәулелеріне перпендикуляр орналастырылған 1 см ауданға келетін энергия мөлшері күн тұрақтысы деп аталады. Күннің жалпы сәулеленуінің қуаты 3,83 x 10 526 ватт, оның шамамен 2 x 10 517 ватт Жерге түседі , Күн бетінің орташа жарықтығы (Жер атмосферасынан тыс жерде байқалғанда) 1,98 x 10 59 нт құрайды. , Күн дискісінің центрінің жарықтығы 2,48 x 10 59 құрайдыnt. Күн дискісінің жарықтығы центрден шетіне қарай төмендейді және бұл азаю толқын ұзындығына байланысты, сондықтан 3600А толқын ұзындығы бар жарық үшін күн дискісінің шетіндегі жарықтық оның центрінің 0,2 жарықтығын құрайды, ал 5000А үшін - күн дискісінің центрінің шамамен 0,3 жарықтығы ... Күн дискісінің дәл шетінде жарықтық бір доғадан аз уақытта 100 есе төмендейді, сондықтан Күн дискісінің шеті өте өткір көрінеді.
Күн шығаратын жарықтың спектрлік құрамы, яғни энергияның Күн центрінде таралуы (жер атмосферасындағы жұтылу әсерін және Фраунгофер сызықтарының әсерін ескергеннен кейін), жалпы алғанда сәйкес келеді температура 6000 К шамасында болатын қара дененің сәулеленуіндегі энергияның таралуы, алайда спектрдің кейбір бөліктерінде ауытқулар байқалады. Күн спектріндегі максималды энергия 4600 А толқын ұзындығына сәйкес келеді. Күн спектрі үздіксіз спектр болып табылады, ол 20 мыңнан астам сіңіру сызығына (Фраунгофер сызығы) орналастырылған. Олардың 60% -дан астамы белгілі химиялық элементтердің спектрлік сызықтарымен күн спектріндегі сіңіру сызығының толқын ұзындығы мен салыстырмалы интенсивтілігін зертханалық спектрмен салыстыру арқылы анықталды. Фраунгофер сызықтарын зерттеу Күн атмосферасының химиялық құрамы туралы ғана емес, сонымен қатар осы немесе басқа сіңірулер қалыптасатын қабаттардағы физикалық жағдайлар туралы. Күннің негізгі элементі сутегі болып табылады. Гелий атомдарының саны сутегіден 4-5 есе аз. Барлық басқа элементтердің атомдарының саны бірге алынған сутегі атомдарының санынан кем дегенде 1000 есе аз. Олардың ішінде ең көп мөлшерде оттегі, көміртек, азот, магний, темір және басқалары бар. Күн спектрінде белгілі молекулалар мен бос радикалдарға жататын сызықтарды да анықтауға болады: OH, NH, CH, CO және басқалары. темір және басқалары. Күн спектрінде белгілі молекулалар мен бос радикалдарға жататын сызықтарды да анықтауға болады: OH, NH, CH, CO және басқалары. темір және басқалары. Күн спектрінде белгілі молекулалар мен бос радикалдарға жататын сызықтарды да анықтауға болады: OH, NH, CH, CO және басқалары.
Күндегі магнит өрістері негізінен Зееманның күн спектріндегі жұтылу сызықтарының бөлінуімен өлшенеді. Күнде магнит өрісінің бірнеше түрі бар. Күннің жалпы магнит өрісі аз және осы немесе сол полярлықтың 1 күшіне жетеді және уақыт өте келе өзгереді. Бұл өріс планетааралық магнит өрісімен және оның салалық құрылымымен тығыз байланысты. Күн белсенділігімен байланысты магнит өрістері күн дақтарында бірнеше мың интенсивтілікке жетуі мүмкін. Белсенді аймақтардағы магнит өрістерінің құрылымы өте шатастырылған, әр түрлі полярлық магнит полюстері ауысып отырады. Сондай-ақ, өріс күші жүздеген күн дақтарынан тұратын жергілікті магниттік аймақтар бар. Магнит өрістері хромосфераға да, күн тәжіне де енеді.
Магнитогаздинамикалық және плазмалық процестер Күнде маңызды рөл атқарады. 5000 - 10000 К температурада газ жеткілікті дәрежеде иондалған, оның өткізгіштігі жоғары, ал күн құбылыстарының ауқымды болуына байланысты электромеханикалық және магнитомеханикалық өзара әрекеттесудің маңызы өте зор.

2.2 Күн атмосферасы мен хромосферасы

Күн атмосферасын бақылауға болатын сыртқы қабаттар құрайды. Күн сәулесінің барлығы дерлік атмосфераның фотосфера деп аталатын төменгі бөлігінен шығады. Радиациялық энергияның берілуінің теңдеулеріне, сәулелік және жергілікті термодинамикалық тепе-теңдікке және бақыланатын сәулелену ағынына сүйене отырып, фотосферада тереңдікпен температура мен тығыздықтың таралу моделін теориялық тұрғыдан құруға болады. Фотосфераның қалыңдығы шамамен үш жүз километрді құрайды, оның орташа тығыздығы 3 :: 10 4-5 кг м құрайды. Фотосферадағы температура сыртқы қабаттарға ауысқан кезде төмендейді, оның орташа мәні шамамен 6000 К, фотосфераның шекарасында 4200 К шамасында. Қысым 2 x 10 54 пен 10 52 аралығында өзгередін м. Күннің суб-фотосфералық аймағында конвекцияның болуы фотосфераның біркелкі емес жарықтылығында, оның көрінетін түйіршіктігінде - түйіршіктеу құрылымында көрінеді. Түйіршіктер - азды-көпті дөңгелек пішінді жарқын дақтар. Түйіршіктердің мөлшері 150 - 1000 км, өмір сүру уақыты 5 - 10 минут, жеке түйіршіктерді 20 минут ішінде байқауға болады. Кейде түйіршіктер 30 мың шақырымға дейінгі кластерлер құрайды. Түйіршіктер түйіршікаралық кеңістіктерге қарағанда 20-30% ашық, бұл температураның орташа 300 айырмашылығына сәйкес келеді, басқа түзілімдерден айырмашылығы, Күн бетіндегі түйіршіктеу гелиографиялық ендіктерде бірдей және күн белсенділігіне тәуелді емес. Фотосферадағы хаостық қозғалыстардың жылдамдығы (турбуленттік жылдамдықтар) әр түрлі анықтамаларға сәйкес 1-3 км сек құрайды. Фотосферада радиалды бағытта квазипериодты тербелмелі қозғалыстар табылды. Олар шамамен бес минуттық және жылдамдық амплитудасы 500 м с болатын 2-3 мың шақырымдық учаскелерде кездеседі. Бірнеше кезеңнен кейін бұл жердегі ауытқулар сөнеді, содан кейін олар қайтадан пайда болуы мүмкін. Бақылау сонымен қатар қозғалыс жасушаның центрінен оның шекарасына дейін көлденең бағытта жүретін жасушалардың бар екендігін көрсетті. Мұндай қозғалыстардың жылдамдығы шамамен 500 м сек құрайды. Жасушалардың мөлшері - супергранулалар - 30-40 мың шақырым. Суперраналардың орналасуы хромосфералық тордың жасушаларымен сәйкес келеді. Суперраналардың шекараларында магнит өрісі күшейеді. Супергранулалар бірдей көлемдегі конвективті жасушалар бетінен бірнеше мың километр тереңдікте шағылысады деп саналады. Бұл бастапқыда болжанған Фотосфера тек үздіксіз сәулеленуді береді және сіңіру сызықтары оның үстінде орналасқан кері қабатта пайда болады. Кейінірек фотосферада спектрлік сызықтар да, үздіксіз спектр де қалыптасатыны анықталды. Алайда, спектрлік сызықтарды есептеу кезінде математикалық есептеулерді жеңілдету үшін кейде кері қабат ұғымы қолданылады.
Фотосферада күннің дақтары мен шамдары жиі байқалады.

Күн дақтары
Күн дақтар - бұл қараңғы түзілімдер, әдетте, қараңғы ядродан (көлеңкеден) және оны қоршаған көлеңкеден тұрады. Дақтардың диаметрі екі жүз мың километрге жетеді. Кейде дақ жеңіл шекарамен қоршалған. Өте қызыл дақтарды тері тесігі деп атайды. Дақтардың өмір сүру уақыты бірнеше сағаттан бірнеше айға дейін. Күн дақтарының спектрі фотосфера спектріне қарағанда жұтылу сызықтары мен белдеулеріне ие, ол KO спектрлік типтегі жұлдыз спектріне ұқсайды. Доплер әсерінен спектрдегі сызықтардың орын ауыстыруы дақтардағы қозғалуды көрсетеді - төменгі деңгейлерде ағып, одан жоғары деңгейлерде ағындар, қозғалыс жылдамдығы 3 мың м с жетеді. Сызықтық интенсивтілік пен күн дақтарының үздіксіз спектрін және фотосфераны салыстырудан, дақтар фотосфераға қарағанда 1-2 мың градусқа (4500 К және одан төмен) салқынырақ болады. Нәтижесінде, фотосфераның фонында дақтар қараңғы болып көрінеді, ядро жарықтығы - фотосфераның 0,2 - 0,5 жарықтығы, пенумбраның жарықтығы фотосфераның шамамен 80% құрайды. Барлық күн дақтарының магнит өрісі күшті, үлкен күн дақтары үшін 5 мың эстердің интенсивтілігіне жетеді. Әдетте, дақтар магнит өрісі бойынша бірполярлы, биполярлы және көпполярлы бола алатын топтарды құрайды, яғни оларда жалпы полимбрамен біріктірілген әр түрлі полярлық дақтары бар. Дақтар топтары әрдайым шамдармен және флокулалармен қоршалған, олардың маңында күн сәулелері пайда болады, ал олардың үстіндегі күн тәжінде дулыға мен желдеткіш сәулелері түзілімдері байқалады - осының бәрі бірге Күннің белсенді аймағын құрайды . Байқалған күн дақтарының және белсенді аймақтардың орташа жылдық саны, сондай-ақ олар алып жатқан орташа аймақ шамамен 11 жыл мерзімге өзгереді. Бұл орташа көрсеткіш күн белсенділігінің жеке циклдарының ұзақтығы 7,5-тен 16 жылға дейін. Күн бетінде бір уақытта көрінетін дақтардың ең көп саны әр түрлі циклдар үшін екі реттен көп өзгереді. Көптеген дақтар күн экваторының екі жағында 5-тен 30 ° гелиографиялық ендікке дейін созылатын корольдік деп аталатын аймақтарда кездеседі. Күннің белсенділік циклінің басында күн дақтарының орналасу ендігі жоғарырақ, ал цикл соңында ол төмен, ал ендіктерде жаңа циклдың күн дақтары пайда болады. Күн дақтарының биполярлық топтары жиі байқалады, олар екі үлкен күн дақтарынан тұрады - басы және келесі, қарама-қарсы магниттік полярлыққа ие және бірнеше кішігірім. Күн дақтарында бүкіл күн циклінде бірдей полярлық болады; бұл полярлықтар Күннің солтүстік және оңтүстік жарты шарларында қарама-қарсы орналасқан.
Алау
Күннің белсенді аймақтарында факелдер байқалады - ақ жарықта, негізінен, Күн дискісінің шетіне жақын жерде көрінетін жарқын фотосфералық түзілімдер. Шамдар әдетте дақтардың алдында пайда болады және олар жоғалғаннан кейін біраз уақыт болады. Алаулардың аумағы тиісті дақтар тобының ауданынан бірнеше есе үлкен. Күн дискісіндегі алау саны күн циклінің фазасына байланысты. Шамдардың максималды контрасттығы (18%) күн дискісінің шетіне жақын, бірақ оның шетінде емес. Күн дискісінің ортасында шамдар іс жүзінде көрінбейді, олардың контрастылығы өте аз. Шамдар күрделі талшықты құрылымға ие, олардың контрастылығы бақылаулар жүргізілетін толқын ұзындығына байланысты. Шамдардың температурасы фотосфераның температурасынан бірнеше жүз градусқа жоғары, бір шаршы сантиметрден келетін жалпы сәулелену фотосферадан бір - 3 - 5% асады. Шамасы шамдар фотосферадан біршама жоғары көтеріледі. Олардың өмір сүруінің орташа ұзақтығы - 15 күн, бірақ үш айға жетуі мүмкін.

Хромосфера

Фотосфераның үстінде Күн атмосферасының хромосфера деп аталатын қабаты орналасқан. Арнайы телескопсыз хромосфера Айдың фотосфераны толығымен жауып тұрған минуттарында қараңғы дискіні қоршап тұрған қызғылт сақина түрінде күннің толық тұтылуы кезінде ғана көрінеді. Сонда хромосфераның спектрін де байқауға болады. Күн дискісінің шетінде хромосфера бақылаушыға біркелкі емес жолақ болып көрінеді, одан бөлек дентикулалар - хромосфералық спикулалар шығып тұрады. Спикулалардың диаметрі 200-2000 шақырым, биіктігі шамамен 10 000 шақырым, спикулалардағы плазманың көтерілу жылдамдығы 30 км сек дейін. Сонымен бірге Күнде 250 мыңға дейін спикулалар бар. Монохроматикалық жарықта қараған кезде күн дискісінде жарқын хромосфералық тор көрінеді, ол жеке түйіндерден тұрады - диаметрі 1000 км-ге дейін кіші және диаметрі 2000-ден 8000 км-ге дейін. Ірі түйіндер - кішкентайлардың шоғыры. Тордың тор өлшемі 30-40 мың шақырымды құрайды. Спикулалар хромосфералық тордың жасушаларының шекараларында пайда болады деп саналады. Хромосферадағы тығыздық Күн центрінен қашықтық өскен сайын азаяды. Бір текшедегі атомдар саны. сантиметр 10-нан ауытқиды Фотосфераның жанында 515 0 хромосфераның жоғарғы бөлігінде 10 59 дейін. Хромосфера спектрлерін зерттеу нәтижесінде фотосферадан хромосфераға ауысу жүретін қабатта температура минимумнан өтеді және хромосфера табанынан биіктік өскен сайын ол 8-ге тең болады деген қорытындыға келді. -10 мың Кельвин, ал бірнеше мың километр биіктікте 15-20 мың Кельвинге жетеді.
Хромосферада жылдамдықтары 15 x 10 53 дейінгі газ массаларының ретсіз қозғалысы болатындығы анықталдым сек. Хромосферада белсенді аймақтардағы факелдер жарық түзілімдері түрінде көрінеді, әдетте оларды флокулалар деп атайды. Сутегі спектрінің қызыл сызығында жіп тәрізді қараңғы түзілімдер айқын көрінеді. Күн дискісінің шетінде жіптер дискіден тыс шығып, аспанға жарқын көріністер ретінде байқалады. Көбінесе, жіптер мен белгілер күн экваторына қатысты симметриялы орналасқан төрт аймақта кездеседі: гелиографиялық ендіктен +40 ° және оңтүстіктен оңтүстікке қарай полярлық аймақтар және күннің басында √ (30 °) айналасындағы төменгі ендік аймақтар. белсенділік циклі және соңғы циклда √ (17 °). Төмен ендік белдеулерінің талшықтары мен көрнекіліктері жақсы айқындалған 11 жылдық циклды көрсетеді, олардың максимумы күн дақтарының максимумымен сәйкес келеді. Жоғары ендік белдеулерінде күн белсенділігі циклінің фазаларына тәуелділік онша байқалмайды; максимум күн дақтарының максимумынан екі жылдан кейін болады. Тыныш көрінетін талшықтар күн радиусының ұзындығына жетеді және Күннің бірнеше айналымында болады. Көрнекіліктердің Күн бетінен орташа биіктігі 30-50 мың шақырым, орташа ұзындығы 200 мың шақырым, ені 5 мың шақырым. А.Б.Севернийдің зерттеулері бойынша барлық көрнекті жерлерді олардың қозғалу сипатына қарай 3 топқа бөлуге болады: электромагниттік, онда қозғалыстар реттелген қисық траектория бойынша жүреді - магнит өрісінің күш сызықтары; ретсіз турбулентті қозғалыстар басым болатын хаотикалық (10 км с жылдамдық); жарылыс, онда хаотикалық қозғалыстармен алғашқы тыныштық көрінісі кенеттен Күннен алыс жылдамдықпен (700 км сек жетеді) лақтырылады. Көріністердегі (талшықтардағы) температура 5-10 мың Кельвин, тығыздығы хромосфераның орташа тығыздығына жақын. Белсенді, жылдам өзгеретін талшықтар, әдетте, бірнеше сағатта немесе тіпті бірнеше минутта күрт өзгереді. Көрнектегі қозғалыстардың пішіні мен табиғаты хромосферадағы және күн тәжіндегі магнит өрісімен тығыз байланысты.
Күн тәжі - бұл бірнеше (10-нан астам) күн радиусына созылатын күн атмосферасының ең шеткі және сирек кездесетін бөлігі. 1931 жылға дейін тәжді Күн тұтылған кезде ғана Аймен жабылған Күн дискісінің айналасында күміс-меруерт жарқыл түрінде байқауға болады. Оның құрылымының бөлшектері тәжде жақсы көрінеді: шлемдер, желдеткіштер, тәж сәулелері және полярлық щеткалар. Коронографты ойлап тапқаннан кейін Күн тәжі күн тұтылғаннан тыс жерде байқала бастады. Тәждің жалпы формасы күн белсенділігі циклінің фазасына қарай өзгереді: минимум жылдарында тәж экватор бойымен қатты созылған, максимум жылдары ол шар тәрізді болады. Ақ жарықта күн тәжінің бетінің жарықтығы күн дискі центрінің жарықтылығынан миллион есе аз. Оның жарқырауы негізінен фотосфералық сәулеленудің бос электрондардың шашырауы нәтижесінде пайда болады. Тәждегі барлық дерлік атомдар иондалған. Тәж негізіндегі иондар мен бос электрондардың концентрациясы 10-ға тең1 см-ге 59 бөлшек. Тәжді жылыту хромосфераның қызуы сияқты жүзеге асырылады. Энергияның ең көп бөлінуі тәждің төменгі бөлігінде болады, бірақ оның жылу өткізгіштігі жоғары болғандықтан тәж дерлік изотермиялық болады - температура сыртқа өте баяу төмендейді. Тәждегі энергияның шығуы бірнеше жолмен жүреді.
Тәждің төменгі бөлігінде жылу өткізгіштікке байланысты энергияны төменге қарай тасымалдау басты рөл атқарады. Энергияның жоғалуы тәжден ең жылдам бөлшектердің кетуінен болады. Тәждің сыртқы бөліктерінде энергияның көп бөлігін күн желі - тәждік газ ағыны алып кетеді, оның жылдамдығы Күннен оның бетіндегі бірнеше км сек-тан қашықтыққа қарай 450 км сек дейін артады. Жердің қашықтығы Тәждегі температура 10 56 К- ден асады, тәждің белсенді қабаттарында температура жоғары - 10 57 дейінK. Белсенді аймақтардан жоғары бөлшектердің концентрациясы он есе өсетін корональды конденсациялар пайда болуы мүмкін. Тәждің ішіндегі сәулеленудің бөлігі темір, кальций, магний, көміртек, оттегі, күкірт және басқа химиялық элементтердің көбейтілген ионданған атомдарының сәулелену сызықтары болып табылады. Олар спектрдің көрінетін бөлігінде де, ультрафиолет аймағында да байқалады. Күн тәжінде күн сәулесінен метрлер диапазонында радиация және рентген сәулелері пайда болады, олар белсенді аймақтарда бірнеше рет күшейтіледі. Есептеулер күн тәжінің планетааралық ортамен тепе-теңдікте еместігін көрсетті. Тәжден планетааралық кеңістікке бөлшектер ағындары таралып, күн желін құрайды. Хромосфера мен тәж арасында салыстырмалы түрде жұқа өтпелі қабат бар, онда температураның мәндерге дейін күрт көтерілуі байқалады тәжге тән. Ондағы жағдайлар жылу өткізгіштік нәтижесінде тәжден шыққан энергия ағынымен анықталады. Өтпелі қабат күннің ультрафиолет сәулеленуінің көп бөлігі болып табылады. Хромосфера, өтпелі қабат және тәж Күннен байқалған барлық радиосәулені береді. Белсенді аймақтарда хромосфераның, тәждің және өтпелі қабаттың құрылымы өзгереді. Бұл өзгеріс, дегенмен, әлі күнге дейін жақсы түсінілмеген.
Хромосфераның белсенді аймақтарында жарықтықтың кенеттен және салыстырмалы түрде қысқа мерзімді жоғарылауы байқалады, олар көптеген спектрлік сызықтарда бірден көрінеді. Бұл жарқын түзілімдер бірнеше минуттан бірнеше сағатқа дейін созылады. Оларды күн сәулесі деп атайды (бұрын хромосфералық от деп атайды). Алаулар сутегі сызығының жарығында жақсы көрінеді, бірақ ең жарқындары кейде ақ жарықта көрінеді. Күн сәулесінің спектрінде бейтарап және иондалған әртүрлі элементтердің бірнеше жүздеген сәулелену сызықтары бар. Хромосфералық сызықтарда жарқыл беретін күн атмосферасының қабаттарының температурасы (1-2) x10 54 К, жоғары қабаттарда - 10 57 К дейін, алаудағы бөлшектердің тығыздығы 10 513 -10 дейін жетеді. 514 бір текше сантиметрде. Күннің алауының ауданы 10 515 м-ге жетуі мүмкін.Әдетте, күн сәулесінің жарқылдары күрделі магнит өрісі бар тез дамып келе жатқан күн дақтарының жанында пайда болады. Олар талшықтар мен флокулалардың активтенуімен, сондай-ақ заттардың бөлінуімен бірге жүреді. Жарқыл кезінде үлкен энергия бөлінеді (10 521 - 10 525 дейін)джоуль). Бастапқыда күн сәулесінің энергиясы магнит өрісінде сақталады, содан кейін тез бөлініп шығады, бұл жергілікті қыздыруға және протондар мен электрондардың үдеуіне әкеліп соқтырады, газдың одан әрі қызуына, оның электромагниттің әр түрлі бөліктерінде жарқырауына әкеледі. радиациялық спектр, және соққы толқынының пайда болуы. Күн жарқылдары Күннің ультрафиолет сәулеленуінің айтарлықтай өсуіне әкеледі, рентгендік сәулеленудің (кейде өте күшті) жарылыстарымен, радио сәулеленудің жарылыстарымен, 10 510 дейін жоғары энергетикалық карпускулалардың шығарылуымен жүреді.ев. Кейде рентгендік сәулеленудің жарылуы хромосферада жарқыл күшеймей-ақ байқалады. Кейбір алау (олар протондық алау деп аталады) энергетикалық бөлшектердің - ағынды күннің ғарыштық сәулелерінің әсіресе күшті ағындарымен бірге жүреді. Протондық алау ұшу кезінде ғарышкерлерге қауіп төндіреді, өйткені энергетикалық бөлшектер ғарыш аппараттарының қабығының атомдарымен соқтығысып, рентген сәулелері мен гамма-сәулеленуді тудырады, ал кейде қауіпті дозаларда.
Күннің белсенділік деңгейі (белсенді аймақтар мен күн дақтарының саны, күн сәулесінің саны мен қарқындылығы және т.б.) шамамен 11 жыл мерзімге өзгереді. Сондай-ақ, шамамен 90 жылдық кезеңмен 11 жылдық цикл шыңдарының әлсіз ауытқулары бар. Жер бетінде 11 жылдық циклды органикалық және бейорганикалық табиғаттың бірқатар құбылыстарынан байқауға болады (магнит өрісінің бұзылуы, аурора, ионосфераның бұзылуы, ағаштардың өсу қарқынының өзгеруі шамамен 11 жыл, жылдық сақиналардың қалыңдығының ауысуымен белгіленеді және т.б.). Құрлықтағы процестерге Күннің жекелеген белсенді аймақтары және қысқа мерзімді әсер етеді, бірақ кейде оларда өте күшті алау пайда болады. Күндегі бөлек магниттік аймақтың өмір сүру ұзақтығы бір жылға дейін созылуы мүмкін. Магнитосферадағы және Жердің жоғарғы атмосферасындағы осы аймақ тудырған бұзушылықтар 27 күннен кейін қайталанады (Күннің Жерден айналу кезеңімен). Күн белсенділігінің ең қуатты көріністері - күн (хромосфералық) алауы тұрақты емес (көбінесе максималды белсенділік кезеңдеріне жақын) пайда болады, олардың ұзақтығы 5-40 минут, сирек бірнеше сағат. Хромосфералық алаудың энергиясы 10-ға жетуі мүмкін525Джоуль, жарқыл кезінде бөлінетін энергияның 1-10% -ы ғана оптикалық диапазондағы электромагниттік сәулеге түседі. Оптикалық диапазондағы Күннің жалпы сәулеленуімен салыстырғанда алаудың энергиясы үлкен емес, бірақ алаудың қысқа толқынды сәулеленуі және алау кезінде пайда болған электрондар, кейде күн ғарыштық сәулелері күннің рентгендік және карпускулалық сәулеленуіне айтарлықтай үлес қосылды. Күн белсенділігінің артуы кезінде оның рентгендік сәулеленуі 30-10 нм аралығында, 10-1 нм аралығында 3-5 есе, 1-0,2 нм аралығында жүз еседен асады. Радиациялық толқын ұзындығының қысқаруымен белсенді аймақтардың Күннің жалпы сәулеленуіне қосатын үлесі артады, ал көрсетілген диапазондардың соңғысында іс жүзінде барлық сәулелену белсенді аймақтарға байланысты. Толқын ұзындығы 0-ден аз қатты рентген сәулелері,
Ультрафиолет диапазонында (толқын ұзындығы 180-350 нм) күн радиациясы 11 жылдық циклда 1-10% -ға ғана өзгереді, ал 290-2400 нм аралығында ол іс жүзінде тұрақты болып қалады және 3,6 :: 10 526 ватт құрайды. .
Жердің Күннен алатын энергиясының тұрақтылығы Жердің жылу балансының тұрақсыздығын қамтамасыз етеді. Күннің белсенділігі планета ретінде Жердің энергиясына айтарлықтай әсер етпейді, бірақ хромосфералық алаудың эмиссиясының жекелеген компоненттері Жердегі көптеген физикалық, биофизикалық және биохимиялық процестерге айтарлықтай әсер етуі мүмкін.
Белсенді ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.