Күннің өз осінен айналу заңдылықтарын зерттеу

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Реферат
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 18 бет
Таңдаулыға:

Тақырыбы:

КҮННІҢ ӨЗ ОСІНЕН АЙНАЛУ

ЗАҢДЫЛЫҚТАРЫН ЗЕРТТЕУ

Мазмұны

Кіріспе . . . 4

Негізгі бөлім

1. Күн . . . 5

2. Күннің құрылысы . . . 7

2. 1. Күн ядросы . . . 7

2. 2 Күн атмосферасы . . . 8

2. 2. 1. Фотосфералық құбылыстар . . . 8

2. 2. 2. Хромосфера және тәж . . . 12

3. Күн белсенділігі . . . 18

Зерттеу бөлімі

Күннің өз осінен айналу периодын анықтау әдісі . . . 20

Қорытынды . . . 22

Пайдаланылған әдебиеттер . . . 24

Кіріспе

Жерде өтіп жататын көптеген құбылыстар Күн атмосферасындағы құбылыстармен тікелей байланысты. Күннен шығарылған бөлшектер Күн тәжінен бөлініп, ғаламшарлар аралығындағы кеңістікте үлкен жылдамдықпен тарайды. Күн желі ғаламшарлардың магниттік өрісіне, оның ішінде Жердің де магнит өрісіне әсер етеді. Күн желі үнемі соғып тұрады. Кейде өте көп мөлшерде үлкен энергияға ие бөлшектердің ғарыштық кеңістікке лақтырыстары да болып тұрады. Мұндай құбылыстарды Күннің оталулары деп атайды. Олар Күннің магнит өрісінің кенеттен өзгеруінен болады. Оталу кезеңінде ғарыш кеңістігіне шығарылған бөлшектер Жер ғаламшарына жылдам (мыңдаған км/с жылдамдықпен) жетеді. Жердің магнит өрісі энергиясы мол осы бөлшектерді Жердің полюстеріне қарай бағыттайды. Жер атмосферасының жоғарғы қабатында полярлық шұғыла деп аталатын жарқылдар осылай пайда болатыны, оған қоса Жердегі радиобайланыстың нашарлайтыны белгілі. Күн бетіндегі дақтардың санының артуы Күннің оталулары көбеюімен тікелей байланысты. Күннің оталулары көбейген кезеңді Күннің активті кезеңі деп атайды. Күннің активтілігінің орташа периоды 11, 1 жыл болатыны анықталған. Күннің активтілігі, яғни оталудың көбеюі Жердегі биологиялық процестерге де елеулі әсер етеді. Күннің активтілігі артқанда кейбір аурулар асқынып кетеді және ауыл шаруашылық дақылдардың өсіп-жетілуіне де кері әсер етеді.

Негізгі бөлім

1. Күн

Күн - Күн жүйесіндегі бізге ортақ жалғыз жұлдыз. Оның айналасында ғаламшарлар мен олардың серіктері, ергежейлі ғаламшарлар, астероидтар, кометалар, метеориттер мен ғарыш тозаңдары айналып жүреді. Күн массасы Күн жүйесінің 99, 8% құрайды. Күн сәулесі Жер бетіндегі тіршілікке қолайлы жағдай жасайды. Күн сәулесінің әсерінен Жер бетінде климат қалыптасады. Күн құрамында сутегі, гелий және аз мөлшерде: темір, никель, оттегі, азот, кремний, күкірт, магний, көміртегі, неон, кальций және хром кездеседі. Спектрлік класс бойынша Күн G2V ( «сары ергежейлі жұлдыз» ) қатарына жатады. Күннің беткі температурасы 6000 К. Күн спектрінің құрамында иондалған және нейтралданған металл және иондалған сутегі кездеседі. Біздің галактикада 100 миллионнан астам G2 классына жататын жұлдыздар бар. Сонда да біздің галлактиканың 85% өзінің өмірінің соңғы кезеңіндегі кіші қызыл жұлдыздар. Күн де басқа жұлдыздар сияқты энергияны термоядролық процесс арқылы алып отыр.

Күн Құс жолының ортасынан 26000 жарық жыл қашықтықта орналасқан. Ол 225 - 250 милион жылда бір айналым жасайды. Күннің орбитальді жылдамдығы 217 км/с - мұндай жылдамдықпен ол бір жарық жылды 1400 Жер жылына тең уақытта өтеді. Қазір Күн Орионның ішкі бөлігінде, Персей мен Мерген ортасында, яғни жергілікті жұлдызаралық тозаң аумағында орналасқан. Күн - Жер бетіндегі маңызды энергия көзі. Күн қуаты 1370 Вт/м ² . Ол Жер атмосферасынан өту кезеңінде 370 Вт/м ² қуатын жоғалтады. Сондықтан Жер бетіне 1000 Вт/м ² қуат жетеді. Бұл энергия табиғатта және тұрмыста қолданылады. Өсімдіктер Күн энергиясының көмегімен фотосинтез процесі жүреді. Тікелей фотоэлементтерді қыздыру көмегімен Күн энергиясы электр тогына айналдырылуда. Күннен бөлінетін ультракүлгін сәуле көмегімен суды және басқа да заттарды бактериялардан тазартуға қолданылады. Және де ол сәуле адам денесіне Д дәруменін береді. Күн - үшінші кезеңдегі жас жұлдыз. Қазіргі Күннің жасы компьютердің модельдеуі бойынша 4, 57 миллиард жыл. Болжаулар бойынша, Күн бұдан 4, 59 миллиард жыл бұрын, сутек молекулаларынан тұратын тозаңнын гравитация күшінің әсерінен пайда болған. Массасы Күн массасына тең жұлдыз шамамен 10 миллиард жыл өмір сүруі керек. Олай болса, Күн өз ғұмырының орта жасына келді. Қазіргі таңда Күн ядросында сутектің гелийге айналу процесі өтіп жатыр. Күн әр секунд сайын 4 миллион тонна затты энергияға айналдырып отыр, соның нәтижесінде күн сәулесі энергиясы мен күн нейтриноларының ағыны пайда болуда.

Күн массасы аса жаңа жұлдыз болып жарылу үшін жетпейді. Оның есесіне, ол өмірінің соңында үлкен қызыл жұлдызға айналады. Күн 4 - 5 миллиард жылдан соң үлкен қызыл жұлдыз болады. Шамамен 7 - 8 миллиард жылдан кейін, күн ядросының температурасы 100 миллион градус болғанда, ядро темпертурасы тұрақсыз болады. Осының есебінен Күн өз массасы мен өзінің сыртқы қабығын жоғалта бастайды. Күн үлкейгенде ол Жер орбитасына дейін үлкейеді. Жер бетіндегі судың барлығы газ күйіне өтеді. Жер атмосферасы Ғарыш кеңістігіне жайылып кетеді. Шамамен 500 - 700 миллион жылдан кейін Жер беті өте ыстық, өмірге қолайсыз болады. Адамзат тек қана жұлдызаралық саяхатпен ғана өмір сүреді. Бұл фазадан кейін Күн өзінің сыртқы қабығынан айырылып, ол ғарыштық тозаңға айналады. Ал оның ортасында ыстық ядро болады. Ол ақ ергежейліге айналып, көптеген миллиард жылдар бойы сөне бастайды.

2. Күннің құрылысы

2. 1. Күн ядросы

Күннің ортаңғы бөлігі ядро ол - радиусы 15 километр болатын және термоядролық процесс жүріп отыратын. Ядроның құрамындағы заттың тығыздығы 15000кг/м ³ (оның тығыздығы судың тығыздығынан 150 есе, жердегі ең ауыр металл осмийден 6, 6 есе көп ), ал ядроның температурасы 14 миллион градус. SOHO ( SOlar and Heliospheric Observatory ) аппаратынан алынған мәліметтер нәтижесі бойынша, Күннің ядросы оның сыртқы бөлігіне қарағанда, өз осінің бойымен тез айналады. Күн ядросында термоядролық процесс жүріп отырады. Әр бір секундта 4, 26 миллион тонна зат энергияға айналып отырады.

2. 2 Күн атмосферасы

2. 2. 1. Фотосфералық құбылыстар

Жерге келіп жететін Күн энергиясының барлығы дерлік Күннің фотосфера қабатынан шығарылады. Күнге тікелей қарағанда оның дөңгелек диск түрінде беті көрінеді. Күн дискісін бақылаудан оның жарықтылығы дискі центрінен шетіне қарай бірте-бірте қараятындығын көрсетеді. Күн дискісінің шетіне қарай қараюын фотосферада температура тереңдікке қарай өсетіндігімен түсіндіруге болады. Күн дискісінің әр түрлі нүктелері Күннің қарастырылып отырған нүктесіне түсірілген нормаль мен көру сәулесі арасындағы (1- сурет) бұрышпен сипатталады.

1- сурет

Күн дискісінің әр түрлі нүктелері күннің қарастырылып отырған нүктесіне түсірілген нормаль мен көру сәулесі арасындағы бұрыш.

Дискі центрінде яғни көру сәулесі Күн радиусы мен сәйкес келеді, ал шетінде , көру сәулесі Күн бетіне жанама бағытта болады. Зат қабатының сәуле өткізу қабілеттілігі оптикалық қалындықпен сипатталады. Қабаттың оптикалық қалындығы ол сәулені мүлдем өткізбейді. Бұдан Күннің үздіксіз оптикалық сәуле шығаруы оның сыртқы қабатынан түзілетіндігі шығады. Фотосфераның төменгі шекарасына тең болатын зат қабатын алады. Күн дискасы шетін бақылаулардан фотосфера жарқырауы күрт төмендеуі қалындығы 0, 5 кем қабаттарда болатындығы анықталған, бұл 300 км сызықтық өлшемге сәйкес. Егер көру сәулесі фотосферамен үлкен бұрышпен қиылысатын болса (2- сурет), онда оптикалық қалындығы r=1 шамасына температурасы төменірек болатын неғұрлым жоғарырақ қабаттарда жетеді. Сондықтан Күн дисксі шетінің сәулелену интенсивтілігі ортасының сәулелену интенсивтілігінен аз болады.

2- сурет

Күн дөңгелегінің шетіне қарай қараюын түсіндіру.

Сол сияқты әр түрлі спектрлік аймақтарда өлшенілген Күннің түстік температурасынын әр түрлілігін де түсіндіруге болады. Үздіксіз жұтылу коэффициенті толқын ұзындығына тәуелді. Жұтылу коэффициенті аз болатын толқын ұзындығы аймағында сәуле тереңірек, ыстық қабаттардан шығарылады, ал ол үлкен болатын жерлерде сәуле сыртқы суығырақ қабаттардан шығарылады. Фотосферадан шығатын сәулеге негізгі үлес қосатын сутегінің теріс ионы .

Фотосфера құрылымы туралы тереңірек мәліметтерді фраунгоферлік сызықтардан алуға болады. Себебі, атомдық сызықтардағы жұтылу коэффициенттері үздіксіз спектрдегі жұтылудан анағұрлым артады. Сондықтан сызықтық спектрлік сәулеленулер жоғары суығырақ қабаттардан, ал үздіксіз спектрлік сәулелер тереңірек, ыстық қабаттардан түзіледі.

Спектрлік сызықтар профилі бойынша интенсивтілік таралуын өлшей отырып, тереңдікке байланысты температураның таралуы туралы мағлұмат алуға болады. Жұтылу коэффициенті максимал болатын спектрлік сызық центрінде фотосфераның неғұрлым жоғары қабаттары бақыланады, ал жұтылу коэффициенті үздіксіз азая беретін спектрлік сызық центрінен қашықтаған сайын, спектрлік сызық центрінде хромосфера бақыланады.

Толқын ұзындығының көрінетін сәуле диапазонында телескоппен Күн бетін бақылаудан, оның беті жіңішке қараңғы аралықтармен қоршалған жарқыраған ауданшалар жиынтығынан тұратындығы анықталған. Бұлар Күн түйіршіктері, олардың өлшемдері әртүрлі, жуықтап 700 км, «өмір сүру уақыты» 8 мин. Түйіршіктер ені жуықтап 300 км қараңғы аралықтармен бөлінген.

Күн экваторынан белдеуде түйіршіктерден басқа жиі-жиі Күн дақтары мен алаулар байқалады.

Телескоп жарығырақ шала көлеңкемен қоршалған қараңғы шұңқырды (дақ көленке деп аталатын) ажыратуға мүмкіндік береді. Осындай дақтарға тән өлшем 3500 км құрайды. Көленкенің диаметрі екі есе аз. Көленкеге жақын маңайдан дақтың жиегінен ағып жатқан сияқты жіңішке ағымдар түрінде жекелеген жарық аумақтар пайда болады ( ) . Олар шала көлеңкеге тән шашақталған құрылымды түзеді. Жеке шашақтың өмір сүру уақыты 30 - 60 мин. Сонымен бірге дақ көлеңкесінде диаметрі, өмір сүру уақыты 15-30 мин кішкене жарық нүктелер байқалады. Олар дақ көлеңкесінен күшті магнит өрісінде «қалдық» түйіршіктену деп есептеледі. Дақ көлеңкесіне сәулелік энергия ағыны жуықтап 3 есе азайған, сондықтан оның температурасы 6000 ⁰ -нан 4500 ⁰ К -ге дейін төмендейді. Температураның мұндай төмендеуі дақ спектрінен де байқалады және сызық қысқа толқын аймағына қарай біршама ығысқандығы көрінеді. Бұл Доплер эффектісі негізінде қарастырылып отырған спектрлік сызығы түзілетін фотосфера аймағында газ дақтан шығады деп айтуға мүмкіндік береді. Үлкен бөліктерде - хромосфера мен тәжде газ, керісінше дақ аймағына қарай ағады.

Көбінесе дақ фотосфералық алаулардың жарық тізбектер торымен қоршалған. Тізбек ені оны түзетін жарық бөліктер диаметріне тең, жуықтап 5000 км, ұзындығы 5 км-ге жетеді. Алау - ұзақ өмір сүретін түзіліс, ол көбінесе жыл бойы жойылмайды, ал дақ топтары оның аумағында жуықтап бір айдай өмір сүреді. Алау шашақтары тізбектерінің қосынды ауданы дақ ауданынан 4 есе үлкен. Даққа тәуелсіз жарығы әлсіздеу алауларда кездеседі. Күн белсенділігі минимум жылдары алаулардың қосынды ауданы шамасы аз, ал максимум жылдары алау шашақтары күннің барлық бетінің 10% - ке дейінін алады.

Түйіршіктердің спектрлік сызықтары мен олардың аралықтарының спектрлік сызықтары сәйкес көк және қызыл жаққа ығысқан. Бұл түйіршіктерде зат жоғары көтерілетіндігін, ал оның айналасында төмен түсетіндігін көрсетеді.

Түйіршік фотосфера астында орналасқан белсенді конвективтік аймақтың көрінісі. Конвективтік аймақта газдың жеке массаларының көтерілу және төмен түсуі нәтижесінде заттардың белсенді араласуы жүреді.

Күннің сыртқы қабатында конвекция пайда болуының себебі екі негізгі жағдайға байланысты. Біріншіден фотосфераның астында температура тереңдеген сайын тез артады, сәулелену тереңірек ыстық қабаттардан сәуленің шығуын қамтамасыз ете алмайды. Сондықтан энергия қозғалыстағы біркелкісіздікпен тасымалданады. Екіншіден, егер газ толығымен иондалмаған болса, онда осы біркелкісіздіктер өте «өмір сүргіш», иондалу энергиясы есебінен оның температурасы өзгермейді және температураның артығы ұзақ сақталады.

Фотосфераның төменгі қабатына өткенде осы екі жағдайдың әрекеті тоқталады. Сәулелену себебінен температура күрт төмендейді, газ түгелдей дерлік бейтараптанады да иондалу энергия қоры болмағандықтан орнықты біркелкісіздікті қамтамасыз ете алмайды. Сондықтан фотосфера астындағы конвективтік аймақтың ең жоғарғы қабатында конвективтік қозғалыс күрт тоқтайды да конвекция кенеттен аяқталады. Осылай фотосфера төменгі жағынан үнемі «соққыланып» тұрған сияқты. Осы соқылардан қозу пайда болады да түйіршік түрінде байқалады. Ал түйіршік тербелмелі қозғалысқа түседі. Бұл тербелістер мен қозулар, фотосферада табиғаты дыбыс толқынына жақын толқын тудырады. Бұл толқындар Күн атмосферасының жоғарғы қабаттары үшін маңызды роль атқарады.

2. 2. 2. Хромосфера және тәж

Күн атмосферасының жоғарғы қабаттарының сәуле шығару фотосферанікінен 10 мыңдаған есе әлсіз. Сондықтан, жер атмосферасына немесе телескоп және спектрографтың оптикалық бөліктеріне шашыраған, фотосфера жарығының болымсыз үлесінің өзі жоғары фон жасайтыны соншалықты хромосфера мен тәждің әлсіз жарығын тікелей әдістермен тіркеуге мүмкін болмайды. Дегенмен, хромосфера мен тәжді зерттеу үшін екі әдіс қолданады. Бірінші әдісте Күн дөңгелегіне жасанды экрандау қолданылады. Бұл әдіс Күн дөңгелегі шетінен тыс хромосфера мен тәжді бақылауға мүмкіндік береді. Екінші әдіс бірқатар спектрлік сызықтар центрі жиілігіндегі сәулелер (сутегілік , киондар және басқалар) фотосферадан жоғары хромосферада түзілетіндіктен, хромосфера мен тәждің кейбір сызықтар жарығына мөлдір еместігіне негізделген. Бұндай жиіліктер үшін хромосфераның оптикалық қалындығы >>1, сондықтан фотосфераның бұндай жиіліктегі жарығы бақылаушыға дейін жетпейді. Осындай спектрлік сызықтарды зерттеу 1000-3000 км биіктіктердегі атмосфера құрылымының ерекшеліктерін зерттеуге мүмкіндік береді ( сызығы - сызығына қарағанда біршама жоғарырақ биіктіктегі қабаттарда түзіледі) . Атмосферадан тыс бақылаулар сутегінің лаймандық сызықтары және гелийлік сызықтары ( және ), және де қысқа толқынды тәждік сызықтары толқын ұзындығында Күн бейнесін алуға мүмкіндік береді. Бұл әдісті қолдану күрделі интерференция- поляризациялық сүзгіш немесе спектографпен өте жіңішке спектрлік интервал бөліп алуды қажет етеді. Күннің сыртқы атмосферасы туралы мәліметтер толқын ұзындықтарында радиобақылаулардан да алынады.

Хромосфера Күн дөңгелегінен сырт созылған жарқыраған қабат. Төменгі хромосфера, Күн дөңгелегінен биіктіктегі, реңінде көптеген негізінен әлсіз, эмиссиялық сызықтар бар, әлсіз үздіксіз спектр шығарады. Күн дөңгелегі проекциясында олар айқын фотосфералық сәулелену реңінде жұтылу сызығы түрінде байқалады. Эмиссиялық спектр сипаттамалары төмеңгі хромосферадағы физикалық жағдайларды анықтауға мүмкіндік береді. Бейтарап темірдің ( ), титанның ( ) және т. с. с. сызықтарын бақылау нәтижелері бұл қабаттың температурасы төмен екендігін көрсетеді; спектрлік сызық интенсивтілігі бойынша атом саны табуға болады. Мысалға, ~ 1000 км биіктікте сутегі атомының саны ~ .

Көптеген әлсіз эмиссиялық сызықтар интенсивтілігі тығыз дақтың экспоненциальдық заң (барамтерлік формула) бойынша кемитіндігіне сәйкес биіктікке байланысты күрт азаяды. 1500 км биіктіктен жоғарыда сутегінің күшті сызықтары , , және басқа, гелийдің , және , және сызықтары байқалады. Сызықтардың интенсивтілігі бойынша 1500 км үлкен биіктіктерде газдың тығыздалуына сай келетін жарқырауы жоғары аймақтарды анықтауға болады, және қандай да бір биіктіктерде, әрбір сызыққа тән изоляцияланған газ бағаналарының, яғни хромосфералық спикулдардың жарқырауы байқалады. Спикулдардың диаметрі ~ 1000 км, көтерілу және төмен түсу жылдамдықтары , өмір сүру уақыты бірнеше минут. Үлкен биіктіктерде спикулалар саны аз, биіктікте олар күндік бет ауданының 2% алады. Спикула пайда болуының механизмі фотосфера магнит өрісінің күрделі құрылымымен байланысты.

Жиек бойымен хромосфера жарықтығы өзгереді : белсенді аймақтарда спикула саны артады және сәулелену күшейеді. Белсенді аймақтарда хромосфераның сәуле шығаруы орташа есеппен 3-5 есе артады, бұл газ тығыздығының жуықап 2 есе артатындығына сәйкес келеді.

1500 км жоғары хромосфера негізінен аралары өте сиретілген газдардан тұратын өте тығыз газ талшықтары мен ағыстары жиыны болып келеді. 4-5 мың км жоғарыда тек қана спикулалар қалады. немесе сызықтарында бақылағанда хромосфера, өлшемі жағынан түйіршіктерден азғана үлкен, майда түйіндер түрінде болады. Өз кезегінде бұл түйіндер ірі ұяшықтарға (диаметрі (2-3) *10 ⁴ км) бірігеді де хромосфералық тор түзіп дөңгелекті түгел жабады. Ұяшықтардағы газ оның центрінен шет жақтарына қарай 0, 3-0, 4 км/с жылдамдықтармен ағады. Ұяшық шегараларында магнит өрісі күшейген, 10-15 Э құрайды, бұндай түзілістердің орташа өмір сүру уақыты тәулікке жуық. Дөңгелекте көрінетін спикулалар ұяшықтар торы шекараларына шоғырланған.

Хромосфералық тордың түзілуін үлкен масштабты асқын түйіршіктердің конвективтік қозғалысымен байланыстырады. Ұяшық центрінен шетіне горизонталь ағатын иондалған газ әлсіз магнит өрісін сыпырып кетеді. Өрістің күшеюі тор шекарасы манайында хромосфера жарқырауын интенсивтендіреді. Хромосфераның белсенді аймақтарының дөңгелекке проекциясы жарық аймақ флокулдарды, қараңғы талшықтар жүйесімен қилысулар - фибриллдарды береді. Бұл талшықтар жүйесі (ені 1000-2000 км, ұзындығы 1 км) магнит өрісінің қарама-қарсы полюстарын байланыстырады. Бұрыңғы дақ үстінде радиальды орналасқан талшықтар біршама бұзылып, циклон түрінде құйынды құрылым түзеді. Қараңғы талшық магнит өрісі күш сызықтары бойымен соғылған газ тығыздалуы болып табылады. Бұл тығыз талшықтар төменде жатады. Сондықтан сызықтарында түзілген флоккулдар дирфуздық жарқыраған түзілімдер. Хромосфераның сәуле шығару интенсивтілігі жалпы алғанда үлкен емес. Күн типті жұлдыздар үшін, Н, К және басқа сызықтардағы хромосфералық эмиссия жұлдыздардың айналыс жылдамдықтары азаюына және олардың жасына байланысты кемитіндігі анықталған. Осы критерииге сәйкес Күн - белсенділігі төмен, кәрі жұлдыз.

Хромосфера мен тәж аралығында температура ~ 10 ⁴ К дейін тез өсетін өтпелі жұқа қабат бар. Күн тәжі толық жұтылу фазасы кезінде бірнеше күн радиусы аралығына созылыңқы күмістей жарқырау (3- сурет) .

3- сурет.

Толық Күн тұтылуы кезінде түсірілген Күн тәжі.

Тәждің жарқырауы фотосфераның еркін электрондардан шашырау сәулеленуі. Сәулелену интенсивтілігі бойынша тәждің табанында электрондар саны және ол биіктікке байланысты азаяды деп тұжырымдауға болады. Сонымен күн тәжі өте сиретілген газ. Тәжге кірігіп жатқан әлсіз магнит өрісінің өзі оның динамикалық сипаттамалары мен құрылысына әжептәуір әсер етеді. Суреттерде тәждің біртекті түзілім еместігін көрсетеді. Полюстерге жақын тәждік шоқтар, төменірек ендіктерде тәждік сәулелер мен доғалар ерекшеленеді. Тәждік магнит өрісі төмен жатқан магнит өрісінің жалғасы болып табылады, және жай өзгереді. Олай болса тәж құрылымы орнықты, елерліктей өзгерістер бір жылда бірақ рет болады. Тәждегі температуралық жағдай ерекше. Тәждің бірнеше эмиссиялық сызықтары - жасыл , қызыл және басқа - 9-дан 14-ке дейін электрондарынан айырылған жоғары иондалған атомдарының сызықтарымен бірдей. Электрондардың үзілуі ауыр иондармен электрондардың соқтығысуынан болатындықтан, электрондардың кинетикалық энергиясы өте үлкен болуы қажет, яғни ~ электрондық температураға сай болуы керек. Тәждің температурасының жоғарлығы көптеген бірі-бірімен байланыссыз анықтаулармен тұжырымдалады. Яғни, тәждің өте үлкен созылыңқылығы, биіктікке байланысты оның тығыздығының жай кемуі, бараметрлік формула бойынша болуы мүмкін. радиодиапазондағы толқын үшін тәж мөлдір емес және Т ~ 10 ⁶ К қара дене сияқты сәуле шығарады. Қысқа толқын аймағында Т ~ 10 ⁶ К сиретілген газ спектріне тән иондардың негізгі сызықтарының жиыны байқалады. Жоғары иондалған атомдардың, олардың жылулық шашырауына байланысты спектрлік сызықтарның ені де сәйкес келеді.

Тәждің белсенді аймақтары - тәждік конденсацияларда, қоршаған ортаға қарағанда плазма жуықтап 3 есе тығыз. Конденсацияларда да орташа температура . Ал күн дақтарымен шектесетін аймақтарда тәж плазмасы ~10 ⁷ К дейін қызған. Тәжде ыстық заттар мөлшері стационар емес процесстерден, әсіресе қопарылыстан кейін артады. Бұндай заттар үшін және басқа температураларда түзілетін иондар сызықтары тән.

Тәжде салыстырмалы алғанда суық, тығыз бұлттар ( , Т~10 ⁴ К) - протуберанецтер орналасқан, олар ұзындығына дейін созылады. Бұндай бұлттар ғажайып пішіндерде болады (доға, воронка және т. б. ), олардағы қозғалыс өте күрделі. Ең көп таралған «сабырлы» протуберанецтер. Олардың пайда болуы дақ топтары дамуымен байланысты, бірақ олар дақтардан ұзақ уақыт болады (1 жылға дейін) .

Дақ аймағының өзінде қопарылыстан кейін күн дақтары протуберанецтері деп аталатын, тәжден дақ аймағына бірнеше ондаған жылдамдықпен құйылатын газ ағыны байқалады.

Протуберанецтердің басқа түрі қопарылыстан кейін ~100-1000 жылдамдықпен заттарды жоғары лақтырылуымен байланысты. Бұндай протуберанецтер эруптивтік протуберанецтер деп аталады (4- сурет) .

4- сурет

1946 жылы түсірілген эруптивтік протуберанец.

Протуберанецтердегі физикалық жағдайлар сипаты хромосферанікіне жақын. Сондықтан протуберанецтермен хромосфераның спектрлері сипаты мен бақылау әдістері бірдей. Тәждегі протуберанецтердің пайда болуы, қозғалыс траекториясы және ауыр газ бұлтын сүйемелдеу магниттік күштер әсерінен.

3. Күн белсенділігі

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.