Сәулелі тасымалдау алқабы

Жоспар
Кіріспе

1.Күн ішіндегі конвекция
2.Конвекциялық аумақтың құрылымы
3. Плазма қасиеттерін сипаттаудың магнитгидродинамикалық жуықтауы.

Орталықтан 0,3RКүн көп қашықтықтарда күн затының температурасы мен қысымы мынадай мәндерге дейін кемиді: Т<5&106; K, p<1010 атм. Мұндай шарттарда ядролық реакциялар өте алмайды. Сондықтан бұл қабатта тек үлкендеу тереңдіктерде γ-кванттар түрінде шығарылған сәулелену жеке атомдармен жұтылып және қайта сәулелендіріліп сыртқа қарай тасымалданады. Температура мен қысым бұл аймақтағыдай болғанда атомдар (негізімен сутегі) иондалған күйде болады. Сутегі толығымен иондалған болса, сәулелену жұтылуы негізімен сутегінен ауырырақ элементтер иондарының фотоиондалуымен байланысты болады. Бірақ мұндай элементтер Күн қойнауында аз болады. Күн қойнаынан қозғалатын фотондар жарым-жартылай еркін электрондармен жұтылады. Бірақ-та Күннің қарастырылып тұрған аймақтың иондалған газындағы фотондардың кейінгі қайта сәулеленусіз болатын қосынды жұтылуы аз болып шығады, сондықтан энергия тасымалдауы сәулеленумен жүзеге асырылады. Бұл аймақ сәулелі тасымалдау алқабы деп аталады.
Күн орталығынан алшақтаған сайын газдың температурасы мен тығыздығы азаяды, 0,7RКүн -0,8RКүн көп қашақтықтарда атомдар (тереңірек қабаттарда - гелий атомдар, бетке жақынырақ - сутегі атомдар) бейтарап күйде бола алады. Мұндағы параметрлер: Т»106 К, р»106 атм, r»10-2 г/см3. Бейтарап атомдар, әсіресе сутегі атомдар, пайда болғанда олардың фотоиондалуымен байланысты жұтылу артады. Сәулелену арқылы болатын энергия тасымалдауы қиынға соға бастайды. Ал энергияның келіп түсуі, әрине, жалғаса береді. Яғни, энергия тасымалдауының басқа механизмінің қосылуы қажет болады. Бұл аймақта заттың іріауқымдық конвекциялық қозғалыстары дамиды. Сөйтіп, Күннің сыртқы көрнекі қабаттар астында, ~0,3RКүн бойында, сәулелі тасымалдау басылып, конвекциялық тасымалдауға ауысатын конвекциялық алқап түзіледі.

Пән: Физика
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 8 бет
Таңдаулыға:

Сәулелі тасымалдау алқабы
Орталықтан 0,3RКүн көп қашықтықтарда күн затының температурасы мен қысымы мынадай мәндерге дейін кемиді: Т5106 K, p1010 атм. Мұндай шарттарда ядролық реакциялар өте алмайды. Сондықтан бұл қабатта тек үлкендеу тереңдіктерде γ-кванттар түрінде шығарылған сәулелену жеке атомдармен жұтылып және қайта сәулелендіріліп сыртқа қарай тасымалданады. Температура мен қысым бұл аймақтағыдай болғанда атомдар (негізімен сутегі) иондалған күйде болады. Сутегі толығымен иондалған болса, сәулелену жұтылуы негізімен сутегінен ауырырақ элементтер иондарының фотоиондалуымен байланысты болады. Бірақ мұндай элементтер Күн қойнауында аз болады. Күн қойнаынан қозғалатын фотондар жарым-жартылай еркін электрондармен жұтылады. Бірақ-та Күннің қарастырылып тұрған аймақтың иондалған газындағы фотондардың кейінгі қайта сәулеленусіз болатын қосынды жұтылуы аз болып шығады, сондықтан энергия тасымалдауы сәулеленумен жүзеге асырылады. Бұл аймақ сәулелі тасымалдау алқабы деп аталады.
Күн орталығынан алшақтаған сайын газдың температурасы мен тығыздығы азаяды, 0,7RКүн -0,8RКүн көп қашақтықтарда атомдар (тереңірек қабаттарда - гелий атомдар, бетке жақынырақ - сутегі атомдар) бейтарап күйде бола алады. Мұндағы параметрлер: Т106 К, р106 атм, 10-2 гсм3. Бейтарап атомдар, әсіресе сутегі атомдар, пайда болғанда олардың фотоиондалуымен байланысты жұтылу артады. Сәулелену арқылы болатын энергия тасымалдауы қиынға соға бастайды. Ал энергияның келіп түсуі, әрине, жалғаса береді. Яғни, энергия тасымалдауының басқа механизмінің қосылуы қажет болады. Бұл аймақта заттың іріауқымдық конвекциялық қозғалыстары дамиды. Сөйтіп, Күннің сыртқы көрнекі қабаттар астында, ~0,3RКүн бойында, сәулелі тасымалдау басылып, конвекциялық тасымалдауға ауысатын конвекциялық алқап түзіледі.

26.Күн ішіндегі конвекция
27.Конвекциялық аумақтың құрылымы
Жалпы, конвекция дегеніміз - төменнен көтерілетін жылу ағынының әсерінен болатын ауырлық күштер өрісіндегі сұйықтықтың, не газдың қозғалысы. Көтергіш күш болып Архимед күші (FA=gV мұндағы g - еркін түсу үдеуі, - көтеріліп (не түсіп) жатқан V көлемі мен қоршаған орта тығыздықтарының айырмасы) табылады. V көлемі мен қоршаған ортаның температура айырмасымен себептелінеді. V көлеміндегі зат қоршаған орта затынан ыстығырақ болу керек. Конвекция пайда болу үшін көтеріліп тұрған элементтің температураның азаюы сол биіктіктерде болатын қоршаған ортаның температура азаюынан баяуырақ болу қажет, өйткені элементтің температурасы ортаның температурасымен теңессе, бұл екуінің тығыздығы да теңеседі де, Архимед күші нолге айналады. Егер элемент ортамен жылулықпен алмаспаса, онда бұл адиабаттық процесс болады да, конвекция пайда болуы шартын осылай жазуға болады: Tад Т. Бірақ шын жағдайда ортаның κ жылу өткізгіштігі мен ν тұтқырлығының бар болуына байланысты көтеріліп тұрған элементтін температурасы қоршаған ортаның температурасымен тез теңеседі де, элемент айтарлықтай көтерілуге үлгірмейді. Сондықтан іріауқымдық конвекциялық қозғалыс пайда болу үшін элементтегі және қоршаған ортадағы температуралар айырмасы кейбір сындық мәннен көп болу қажет. Бұл шарт R Rс түрінде жазылады, мұндағы өлшемсіз R саны (Рэлей саны) мынаған тең:
,
мұндағы d - қабат қалындығы, - газ үшін 1T тең жылулық кеңеюдің көлемдік коэффициент. Әдетте Rс~103. Конвекция болмаған жағдайда жұлдыздардағы температураның сыртқы градиенті (Т) сәулелі жылу өткізгіштігімен анықталады. Жұлдыз заты иондалмаған болса (толығымен бейтарап болса), әдетте R Rс болады да, конвекция байқалмайды. Ал газ иондану күйін көтерілу барысында айтарлықтай өзгертсе, онда жағдай басқаша болады. Жұлдыздар затының ненгізгі құраушылары (сутегі мен гелий) жарым-жартылай иондалған болса, көтеріп не түсіп жатқан элементтегі температура аз өзгереді екен. Бұл жағдайда көтеріліп тұрған элементтегі температура азаюымен газ рекомбинациясы басталады, ал бұл құбылыс барысында энергия шығарылады. Сол бөлінетін энергия көтеріліп тұрған элементті жылытып, оның температурасын тұрақты дерлік түрде сақтайды. Түсу мен сығылу барысында шығарылатын энергия газдың жылынуына емес, оның иондануына жұмсалады (бұл энергия жағынан тиімді болады), сондықтан түсіп жатқан элементтегі температура өте баяу өседі. Қарастырылған құбылыс мұз еруіне ұксайды: мұз (біздің жағдайда - иондалмаған сутегі) бар болғанша судың (бізде - иондалған сутегінің) температурасы өзгермей дерлік, 00С жуық болып қала береді. Мұндай шарттағы ішкі (элементтегі) температура градиенті өте аз болады, сөйтіп атмосферадағы үлкен емес температура градиентінің өзі де-ақ сыртқы және ішкі температураның жеткілікті айырмасын қамтамасыз етеді, яғни көтергіш күш үлкен болуына әкеледі. Рэлей саны мұндай шарттарда сындық мәннен көп болады да, конвекция басталады. Сутегі мен гелий толығымен иондалған, не бейтарап болған кезде конвекция тоқталады. Сонымен, Күннің және Күн үлгідегі жұлдыздардың конвекциялық алқабы - жарым-жартылай иондалған сутегі мен гелийдің алқабы.
Конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бөлініп жүреді. Ұяшық өсі бойымен газ көтеріп, шеттерінде түсіп тұрады. Егер жұлдыздағы конвекциялық аумақ қалын болса, онда ол қалындықтары біртекті атмосфераның (яғни тығыздығы шамамен е2,7 есе өзгеретін газ қабатының) қалындығына жақын қабаттарға бөлінеді. Температура, онымен бірге, барометрлік формула бойынша, біртекті атмосфераның қалындығы да үлкен болатын конвекциялық аумақтың түбінде үлкен ұяшықтар түзіледі, олардың көлденең өлшемі ~12(Rж, мұндағы Rж - жұлдыз радиусы, келесі қабаттарда ұяшықтар кішірек болады, ең жоғарғы қабатта олардың өлшемі бірнеше жүз километрге дейін азаяды.
Конвекциялық аумақтың түбінде конвекцияның жылдамдығы төмен, шамамен бірнеше ондық мс, болады. Биіктік өскен сайын бұл жылдамдық көбейеді. Конвекциялық аумақтың ең жоғарғы, фотосферамен шекаралас қабатынан энергия сыртқа қарай сәулелену арқылы да шығарыла алады, сондықтан бұл қабатта температураның қатты азаюы орын алады да, мұның нәтижесінде конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде температураның көтерінкі градиенті пайда болады. Ал бұл фотосфера астындағы конвекция қозғалысының жылдамдығы ерекше жоғары, Күн үшін 1-2 кмс тең мәніне жететіне әкеледі. Яғни, конвекциялық алқапта конвекция қарқындылығы айрықша күшті болатын жоғарғы қабатын бөлуге болады.

28. Плазма қасиеттерін сипаттаудың магнитгидродинамикалық жуықтауы.

Күн атмосферада жүретін түрлі белсенді құбылыстардың барлығы күн магнит өрістерінің әрекетімен, күн плазмасының бұл өрістерге қатырылуымен байланысты болады. Сондықтан Күн атмосферасын қарастырар алдында магнитгидродинамика негіздерін қарастырайық.
Плазма қасиеттерін сипаттаудың магнитгидродинамикалық жуықтауы
Ғарыштағы заттың барлығы дерлік - жұлдыздарда да, жұлдыз аралық ортада да, әр түрлі дәрежеде иондалған күйде болады, яғни плазма болып табылады.
Плазмада еркін оң және теріс зарядталған бөлшектер бар болғандықтан, оған бейтарап газда да әсер ететін қысым градиентінен басқа, магнит өрістері де әсер етеді. Бейтарап газдан тағы бір маңызды айырмашылығы - плазманың зарядталған бөлшектері өздерінің электр өрістері арқылы үлкен қашықтықттарда (тек тікелей соқтығулар кезінде емес) әсерлеседі. Бұның бәріне байланысты плазма күйіндегі зат көптеген жаңа қасиеттерге ие болады да, оны зерттейтін арнайы әдістері қажет болады. Плазмадағы көп құбылыстарды түсіну үшін жарамды, одан әрі өте пайдалы болып магниттік гидродинамика жуықтауы табылады, сондықтан ол астрофизикада кең қолданылады. Магнитгидродинамика электрөткізетін орталардың (плазманың, сұйық металдардың, электролиттердің) магнит өрісіндегі қозғалысын оқып таниды. Сөйтіп, магнитгидродинамиканың плазма физикасының айырмашылығы - оның шеңберінде плазма электрондық және иондық сұйықтардың қоспасы, яғни тұтас орта ретінде қарастырылады да, плазма бөлшектерінің орталанған қозғалысы зерттеледі. Сондықтан бұл жуықтау (модель) тек "тығыз" плазманың қасиеттерін жақсы өрнектейді. "Тығыз" плазма деп бөлшектер соқтығысуының жиілігі жоғары, яғни бөлшектердің еркін жолы ұзындығы қозғаласының макроқасиеттері айтарлықтай өзгеретін қашықтыққа қарағанда аз, ал екі дәйекті (бірнен соң бірі болатын) соқтығысу арасындағы уақыт құбылыстардың сипатты ұзақтығынан аз болған плазма аталады.
Магнитгидродинамиканың әдеттегі гидродинамикадан айырмашылығы мынада.
Бейтарап газда басты қозғаушы күш болып қысым, дәлірек айтсақ оның градиенті, табылады. Ол температура мен тығыздыққа тәуелді және газдың көлемдік серпімділігін (сығылуға кедергісін) себептейді. Ал плазма бөлшектеріне қысым градиентінен басқа Лоренц күші әрекет етеді:
.
Мұндағы - электр күші, - магнит күші, q - бөлшек заряды, с - жарық жылдамдығы, - электр өрісінің кернеулігі, - бөлшек жылдамдығы, - магниттік индукция.
Магнитгидродинамикада Лоренц күші барлық бөлшектер бойынша орталанады. Күштің орташа мәні j ток тығыздығына және магниттік индукцияға тура пропорционал. Зарядталған бөлшектер өз электр өрістерімен үлкен қашықтардан әрекеттеседі. Бұл әрекеттесу нәтижесінде болатын бөлшектер қозғалысындағы ауытқулар болшектер соқтығысуларының нәтижесі ретінде қарастырылады. Электрондардың иондармен соқтығулары плазмада ағатын токтың энергиясының бір бөлігін жылулыққа айналдырады (токтың Джоуль өшуіне әкеледі). Бұл өшу соқтығысулар жиілігіне тәуелді. Шапшаң электрондар иондармен соқтығысқанда баяулардан көрі аздау ауытқиды, сондықтан плазманың температурасы өскен сайын ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.