Күндегі және планета аралық кеністіктегі бейстационар процестердің мультифракталдық сипаттамалары
КІРІСПЕ 6
1 МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ 7
1.1 Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер 7
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі 8
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер 8
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер 12
1.5 Күндегі жарқ етулер 13
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері 16
1.7 Үлкен гелиоцентрлік қашықтықтардағы күн желі 22
1.8 Күндегі белсенді аймақтардың мультифракталды қасиеттері 28 2 КҮРДЕЛІ СИГНАЛДАРДЫ ТАЛДАУДЫҢ ЖАҢА ӘДІСТЕРІ 34
2.1 Информациялық энтропия туралы түсінік 34
2.2 Фракталдар мен мультифракталдар 36
2.3 Фракталдық өлшемділік 37
2.4 Корреляциялық өлшемділік 38
2.5 Мультфракталды спектрлік функция F() 39
2.6 Күрделі жүйелер динамикасын айқындаудың Таккенс әдісі 41
3 НӘТИЖЕЛЕР ЖӘНЕ ОЛАРДЫ ТАЛДАУ 45
3.1 Эксперименттік мәліметтер 45
3.2 Күн белсенділігін Паккард.Таккенс әдісімен зерттеу нәтижелері 47
3.3 Күн белсінділігін рекурренттік талдау әдісімен зерттеу нәтижелері 54 ҚОРЫТЫНДЫ 61
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ 62
1 МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ 7
1.1 Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер 7
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі 8
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер 8
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер 12
1.5 Күндегі жарқ етулер 13
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері 16
1.7 Үлкен гелиоцентрлік қашықтықтардағы күн желі 22
1.8 Күндегі белсенді аймақтардың мультифракталды қасиеттері 28 2 КҮРДЕЛІ СИГНАЛДАРДЫ ТАЛДАУДЫҢ ЖАҢА ӘДІСТЕРІ 34
2.1 Информациялық энтропия туралы түсінік 34
2.2 Фракталдар мен мультифракталдар 36
2.3 Фракталдық өлшемділік 37
2.4 Корреляциялық өлшемділік 38
2.5 Мультфракталды спектрлік функция F() 39
2.6 Күрделі жүйелер динамикасын айқындаудың Таккенс әдісі 41
3 НӘТИЖЕЛЕР ЖӘНЕ ОЛАРДЫ ТАЛДАУ 45
3.1 Эксперименттік мәліметтер 45
3.2 Күн белсенділігін Паккард.Таккенс әдісімен зерттеу нәтижелері 47
3.3 Күн белсінділігін рекурренттік талдау әдісімен зерттеу нәтижелері 54 ҚОРЫТЫНДЫ 61
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ 62
Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары энергиялы бейстационар процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды. Күн белсенділігінің табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің себептерін айқындау теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып табылады. Расында да, күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы факторлар әсер ететіндіктен, оның динамикасы өте күрделі сипаттқа ие болғандықтан, осы күнге дейін КБ табиғатына байланысты көптеген сұрақтар әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса, күн белсенділігінің өзгермелілігі планетааралық кеңістікте, Жер магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті мен қойнауында түрлі процестерді қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауы райы мен глобальды климаттың ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық белсенділікке әсер етуі мүмкін, т.с.с.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Күн белсенділігінің білінулері болып табылатын барлық құбылыстар (күн дақтары, хромосфералық жарқ етулер, протуберанецтер, т.б.) Күн қойнауындағы магнит өрістерінің күн бетіне шығуымен байланысты болатыны жақсы белгілі. Сондықтан бұл зерттеу WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Күн белсенділігінің білінулері болып табылатын барлық құбылыстар (күн дақтары, хромосфералық жарқ етулер, протуберанецтер, т.б.) Күн қойнауындағы магнит өрістерінің күн бетіне шығуымен байланысты болатыны жақсы белгілі. Сондықтан бұл зерттеу WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
1. Блинов А.В. Солнечная активность // Соросовский образовательный журнал, 2004, т.8, №2, с.64-68
2. Божокин С.В., Паршин Д.А. Фракталы и Мультифракталы. Москва, Ижевск, 2001
3. Николис Г., Пригожин И. Познание сложного. Москва, «Мир», 2001, с. 310-316
4. Анищенко В.С. Детерминированный хаос // Соросовский Образавательный Журнал. 1997, №6, с. 70-76.
5. Ишков В.Н., Кононович Э.В. Солнечная активность // http://crydee.sai.msu.ru/Universe_and_us/1num/v1pap4.htm
6. Климишин И.А. Астрономия наших дней. Москва, «Наука», 1986.
7. Абраменко В.И. Фрактальный анализ вихревой структуры магнитного поля на солнце// Астрономический журнал 1999, том 76, №9, с. 712-720
8. Kurths, J. & Schwarz, U. 1994, Space Sci. Rev., 68, 171
9. 9.Солнцев Д. Солнечные пятна // http://solncev.narod.ru/Sun_p.htm
10. Варвара Прайс. Официальная наука о влиянии Солнца и планет через Солнце// http://www.astrosystem.ru/AstroSystem/Members/p1/a1/index_html
11. Veronig, A., Messerotti, M., Hanslmeir, A. & Rucker. H. O. 1998, CESRA
12. Workshop on Coronal Explosive Events (Metsaehovi Publications on Radio
13. Science) HUT-MET-27, 66
14. Veronig, A., Messerotti, M., Hanslmeir, A. 2000, A&A, 357, 337
15. Сюняев Р.А. (ред.) – Физика космоса. М.: Сов. энциклопедия, 1986.
16. 14. З.Ж.Жаңабаев, Н.И.Ильясов, Н.И.Темірқұлова Бейсызық физика фрактикумы А.2003
17. 15. Басенко В.И. Закономерность солнечной активности и физический механизм солнцедеятельности
18. Ai G. // Publ. beijing Astron. Observ. 1987. V. 9. P. 27.
19. Abramenko V. I., Wang T., Yurchishin V. B. // Solar Phys. 1996. V. 168. № 1. P. 75.
20. Abramenko V. I., Gopasyuk S.I., Ogir’ M.B. // Solar Phys. 1991. V. 134. № 2. P. 287.
21. Abramenko V. I., Yurchishin V. B., Carbone V. // Solar Phys. 1998. V. 178. № 1. P. 35.
22.
23. Ott E., Du Y., Sreenivasan K. R., Juneja A., Suri A.K. // Phys. Rev. Lett. 1992. V. 69. № 18. P. 2654.
24. Жанабаев З.Ж. Обобщенная метрическая характеристика динамического хаоса // Материалы 8-й Международной школы «Хаотические автоколебания и образование структур»- Саратов (Россия), 2007. С.114
25. В.И Абраменко.2002,С.182-192.Т,79
26. В.И Абраменко.1999, С.712- 720 Астрономический журнал том 76
27. http://www.spaceweather.com
28. Жанабаев З.Ж. Информационные свойства самоорганизующихся систем // Докл. НАН РК,- 1996. №5.с.14-119
29. Жанабаев З.Ж., Мухамедин С.М., Иманбаева А.К. Информационные критерии степени самоорганизации в турбулентности // Изв. вузов. Физика. 2001, №7. –с. 72-77.
30. WSO Wilcox Solar Observatory, http://www.WSO.com
2. Божокин С.В., Паршин Д.А. Фракталы и Мультифракталы. Москва, Ижевск, 2001
3. Николис Г., Пригожин И. Познание сложного. Москва, «Мир», 2001, с. 310-316
4. Анищенко В.С. Детерминированный хаос // Соросовский Образавательный Журнал. 1997, №6, с. 70-76.
5. Ишков В.Н., Кононович Э.В. Солнечная активность // http://crydee.sai.msu.ru/Universe_and_us/1num/v1pap4.htm
6. Климишин И.А. Астрономия наших дней. Москва, «Наука», 1986.
7. Абраменко В.И. Фрактальный анализ вихревой структуры магнитного поля на солнце// Астрономический журнал 1999, том 76, №9, с. 712-720
8. Kurths, J. & Schwarz, U. 1994, Space Sci. Rev., 68, 171
9. 9.Солнцев Д. Солнечные пятна // http://solncev.narod.ru/Sun_p.htm
10. Варвара Прайс. Официальная наука о влиянии Солнца и планет через Солнце// http://www.astrosystem.ru/AstroSystem/Members/p1/a1/index_html
11. Veronig, A., Messerotti, M., Hanslmeir, A. & Rucker. H. O. 1998, CESRA
12. Workshop on Coronal Explosive Events (Metsaehovi Publications on Radio
13. Science) HUT-MET-27, 66
14. Veronig, A., Messerotti, M., Hanslmeir, A. 2000, A&A, 357, 337
15. Сюняев Р.А. (ред.) – Физика космоса. М.: Сов. энциклопедия, 1986.
16. 14. З.Ж.Жаңабаев, Н.И.Ильясов, Н.И.Темірқұлова Бейсызық физика фрактикумы А.2003
17. 15. Басенко В.И. Закономерность солнечной активности и физический механизм солнцедеятельности
18. Ai G. // Publ. beijing Astron. Observ. 1987. V. 9. P. 27.
19. Abramenko V. I., Wang T., Yurchishin V. B. // Solar Phys. 1996. V. 168. № 1. P. 75.
20. Abramenko V. I., Gopasyuk S.I., Ogir’ M.B. // Solar Phys. 1991. V. 134. № 2. P. 287.
21. Abramenko V. I., Yurchishin V. B., Carbone V. // Solar Phys. 1998. V. 178. № 1. P. 35.
22.
23. Ott E., Du Y., Sreenivasan K. R., Juneja A., Suri A.K. // Phys. Rev. Lett. 1992. V. 69. № 18. P. 2654.
24. Жанабаев З.Ж. Обобщенная метрическая характеристика динамического хаоса // Материалы 8-й Международной школы «Хаотические автоколебания и образование структур»- Саратов (Россия), 2007. С.114
25. В.И Абраменко.2002,С.182-192.Т,79
26. В.И Абраменко.1999, С.712- 720 Астрономический журнал том 76
27. http://www.spaceweather.com
28. Жанабаев З.Ж. Информационные свойства самоорганизующихся систем // Докл. НАН РК,- 1996. №5.с.14-119
29. Жанабаев З.Ж., Мухамедин С.М., Иманбаева А.К. Информационные критерии степени самоорганизации в турбулентности // Изв. вузов. Физика. 2001, №7. –с. 72-77.
30. WSO Wilcox Solar Observatory, http://www.WSO.com
КҮНДЕГІ ЖӘНЕ ПЛАНЕТА АРАЛЫҚ КЕНІСТІКТЕГІ БЕЙСТАЦИОНАР ПРОЦЕСТЕРДІҢ
МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы: КҮНДЕГІ ЖӘНЕ ПЛАНЕТА АРАЛЫҚ КЕҢІСТІКТЕГІ БЕЙСТАЦИОНАР
ПРОЦЕСТЕРДІҢ МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ
РЕФЕРАТ
Дипломдық жұмыс 63 беттен, 63 формуладан, 38 суреттен, 30 қолданылған
әдебиеттер тізімінен тұрады.
Термин сөздер: күн белсенділігі, күн жарқ етуі, факель, протуберанц,
күн дағы, информациялық энтропия, фрактал, мультифрактал, рекуренттік
процесс.
Жұмыстың өзектілігі: Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары
энергиялы бейстационар процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды.
Күн белсенділігінің табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің
себептерін айқындау теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып
табылады. Расында да, күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы
факторлар әсер ететіндіктен, оның динамикасы өте күрделі сипатқа ие
болғандықтан, осы күнге дейін КБ табиғатына байланысты көптеген сұрақтар
әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса, күн белсенділігінің өзгермелілігі
планетааралық кеңістікте, Жер магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті
мен қойнауында түрлі процестерді қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауа
райы мен глобальды климаттың ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық
белсенділікке әсер етуі мүмкін, т.с.с.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның
табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды
зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды
жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық
хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін
қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Зерттеу әдістері WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн
магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
ГЛОСАРИЙ
Күн белсенділігі (КБ) - күн атмосферасындағы және оның жоғарғы
бетіндегі бейстационар энергиялардың бөліну құбылыстарының жиынтығы.
Факел – Фотосферада өзін қоршағаннан көрі жарықтау аймақтар да
бақыланады, олар шырақтар (факелдер) деп аталады.Олар көптеген жіңішке
жолақтар, жарық нүктелер мен түйіншектерден (факелдік түйіршіктерден)
тұрады. Факелдердің пайда болуы да магнит өрісімен байланысты.
Күн дағы – Күн бетінде жиі дақтар көрінеді. Телескоп арқылы жарықтау
ала көлеңкемен қоршалған қараңғы овалды (оны дақ көлеңкесі деп атайды)
айыруға болады. Дақтың сипатты өлшемі ≈ 35000 км, көлеңкесі шамамен екі есе
кіші болады.
Протуберанец - сиретілген тәжде 13 дейін жайылып жататын, не
қозғалатын салыстырмалы суық және тығыз (n = 1010-1011 см-3. Т ~ 104K.) газ
бұлттары болып табылатын күн протуберанецтер де оранласады. Олардың пішіні
таң қаларлық болады (диффуздық түзілістер, доғалар, воронкалар, т.с.с.),
оларда өте күрделі түрдегі қозғалыстар бақыланады.
Күн желі бимодиальды сипатқа ие, ол баяу, тыныш және тез, жылдам
ағындардың қоспасы.
Тыныш күн желі – тәждік стриммерлардың үстіндегі күн плазмасының
тұрақты ағыны. Тыныш күн желінің жылдамдығы 300 – 500 кмс, тығыздығы 10 –
15 см-3.
Қысым – күн желі плазмасының жылдамдығы мен тығыздығы көбейтілген шама
және төмендегідей формуламен өрнектеледі
Р= 1.6726 · 10-6 · n · V2,
мұндағы Р – қысым [нПа], n – бөлшектердің тығыздығы [см-3], V –
бөлшектердің жылдамдығы [кмс].
Күн желінің квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағыны тәж тесігінің
бетінде бақыланған рекурентті геомагнитті ауытқуына жауап береді. Мұнда
жылдамдық 700 – 1000 кмс дейін өскен, тығыздық түскен (3 – 4 см-3). 27 –
күн периодты рекуренттік ағындар бұрын М – аймақ (осыдан күн желінің М -
аймағы) деп аталатын Күннің белгілі аймақтарымен байланыстырылған, ал қазір
оны тәж тесігі деп атайды.
Күн белсенділігінің минимумында күн желінің осы екі ағыны кеңістікте
екіге бөлінеді: Күн желінің стриммеры мен тыныш ағыны экватор жаықтығына
жақын бақыланады, ал тәж тесіктері 70 ° жоғары полюстарға қарай ығысқан.
Осы көрініс орбитасы эклиптика жазықтығының үстінен өткен KA ULISUS
бақылауларынан көре аламыз.
Дегенмен тәж тесіктері негізінде полюст орналасқан болса да, бірақ
магниттік белсенділікке экватордан полюсқа созылған тәж тесіктері әсер
етеді. Әсіресе олардың белсенділігі циклдың құлау мезетінде артады.
Жылдамдығы үлкен ағын баяу ағынға жеткен жерінде соққы толқыны пайда
болады, онда бөлшектердің тығыздығы және магниттік өрістің кернеулігі
ағынның басқа бөліктеріне қарағанда жоғары. Жоғары жылдамдықты күнжелінің
рекурентті ағыны Күнді бірнеше 27 – күн айналғанға дейін болғандықтан және
бойлық бойымен таралған 2 – 4 ағындар біруақытта өмір сүретін болғандықтан
күн желінде бінеше фронтты секторлы құрылым деп аталаты құрылады, олар
Жерге жеткенде рекурентті магниттік ауытқуды тудырады - суббурь немесе
бірыңғай магниттік борандар түрді.
Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар – құрылу құрылымының аз уақытты
және күрделілігіне байлансты, спорадикалы магнитосфералық жауапты, және
оларға үлкен магниттік борандар байланысты.
Спорадикалы ағында күн желінің жылдамдығы 1200 кмс; артқы фронтта және
оның алдында соққы толқыны пайда болады, мұнда энергиясы бар бөлшектрдің
үдетілуіне алып келетін көптеген процесстер жүреді. Ұзақ уақыт бойы күн
желіндегі спорадикалы ағындар күн жарқ етуімен түсіндіріледі деп
есептелген, ал қазіргі уақытта көзі ретінде массаның тәждік тасталындысын
(CME, Coronal Mass Ejection) қабылдайды, дегенмен күн жарқ етуінің әсер
етуін толығымен алып тастауға болмайды.
Планетааралық кеңістіктік – күн желінің плазмасы үлкен өткізгіштікке
ие болғаны соншалық планетааралық кеңістікте күн тәжінің магнитті күштік
сызықтары онымен планетааралық кеңістікке шығарылады. Плазманың динамикалық
қысымы магниттік қысымнан (немесе энергияның тығыздығы)әлдеқайда жоғары,
соның салдарынан магниттік өріс Архимед спиралы түрінде созылады.
Фрактал – геометриялық обьект сызықтар, жазықтықтар, қатты бөлшектенген
формадағы кеңістік денелері және олардың өзіне тән қасиеттері бар. Фрактал
сөзі латын тілінен аударғанда fractus бөлшек деген мағынаны білдіреді.
МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ
6
1 МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ 7
1. Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер
7
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі
8
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер
8
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер
12
1.5 Күндегі жарқ етулер
13
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері
16
1.7 Үлкен гелиоцентрлік қашықтықтардағы күн желі
22
1.8 Күндегі белсенді аймақтардың мультифракталды қасиеттері
28 2 КҮРДЕЛІ СИГНАЛДАРДЫ
ТАЛДАУДЫҢ ЖАҢА ӘДІСТЕРІ 34
2.1 Информациялық энтропия туралы түсінік
34
2.2 Фракталдар мен мультифракталдар
36
2.3 Фракталдық өлшемділік
37
2.4 Корреляциялық өлшемділік
38
2.5 Мультфракталды спектрлік функция F(()
39
2.6 Күрделі жүйелер динамикасын айқындаудың Таккенс әдісі
41
3 НӘТИЖЕЛЕР ЖӘНЕ ОЛАРДЫ ТАЛДАУ
45
3.1 Эксперименттік мәліметтер
45
3.2 Күн белсенділігін Паккард-Таккенс әдісімен зерттеу нәтижелері
47
3.3 Күн белсінділігін рекурренттік талдау әдісімен зерттеу нәтижелері
54 ҚОРЫТЫНДЫ
61
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ
62
КІРІСПЕ
Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары энергиялы бейстационар
процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды. Күн белсенділігінің
табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің себептерін айқындау
теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып табылады. Расында да,
күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы факторлар әсер ететіндіктен,
оның динамикасы өте күрделі сипаттқа ие болғандықтан, осы күнге дейін КБ
табиғатына байланысты көптеген сұрақтар әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса,
күн белсенділігінің өзгермелілігі планетааралық кеңістікте, Жер
магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті мен қойнауында түрлі процестерді
қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауы райы мен глобальды климаттың
ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық белсенділікке әсер етуі мүмкін, т.с.с.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның
табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды
зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды
жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық
хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін
қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Күн белсенділігінің білінулері болып табылатын барлық құбылыстар (күн
дақтары, хромосфералық жарқ етулер, протуберанецтер, т.б.) Күн қойнауындағы
магнит өрістерінің күн бетіне шығуымен байланысты болатыны жақсы белгілі.
Сондықтан бұл зерттеу WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн
магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
1. МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ
1.1 Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер
Күн атмосферасындағы Күн дақтары, факелдер, флоккулдар,
протуберанецтер, хромосфералық жарқ етулер және де сол сияқты құбылыстар КБ
— нің білінулері болып табылады. КБ — нің білінулері Күндегі бейстационар
процесстерге жатады. Олардың барлығы Күн плазмасының магниттік
қасиеттерімен тығыз байланысты. Белсенді аймақтардың көрінулері үнемі
кейбір фотосфера аймақтарындағы магнит ағындарының біртіндеп ұлғаюымен
басталады да, сәйкесінше хромосферадан кейін сутегі мен кальций
сызықтарының жарықтылығының өскені бақыланады. Осындай аймақтар флоккулдар
деп аталады. Шамамен Күн фотосферасындағы осындай аймақтан (яғни кейбір
тереңдіктерде) тағы да ақ жарықты – факелді байқауға болады. Энергия артқан
сайын, магнит өрісінің кернеулігінің бірнеше ондаған эрстедқа дейін өсуі
факел және фоккул аймақтарында көрінеді.
Белсенді аймақтардағы флоккулалар көрінгеннен 1-2 күннен кейін Күн
дағында көрінерлік кішкентай қара нүктелер – бос қуыстар пайда болады.
Олардың көбі тез арада жоғалып кетеді, тек кейбір бос қуыстар 2 - 3 күн
ішінде үлкен қара түрге айналады. Күн дағының өлшемі бірнеше ондаған мың
километрге жетеді және бөлшектің қараңғы орталығында – көлеңкелер және
талшықты ала көлеңкелер түзіледі. Дақтың негізгі маңыздылығы – оларда
көлеңке аймағының кернеулігі ең үлкен бірнеше мың эрстедке жететін күшті
магнит өрісінің бар болуы . Тұтастай алғанда хромосфералық тордың бірден
немесе бірнеше ұяшықтарын түгелімен толтыратын барлық дақтың магнит
өрістерінің күш сызықтары фотосфераға түтік арқылы кіретіндей көрінеді.
Түтіктің жоғарғы бөлігі кеңейңді де, ондағы күш сызықтары шашырайды.
Сондықтан көлеңкенің айналасында магнит өрісінің күш сызықтарына горизонтқа
жақын бағыттыр алынады. Дақтағы толық қосынды қысым магнит өрісінің
қысымымен және қоршаған фотосфераның қысымымен теңеседі , сондықтан дақтағы
газ қысымы фотосферадағы қысымнан әлде қайда аз болады. Деседе магнит өрісі
дақ ішінде кеңейген болады. Сонымен қатар магнит өрісі жоғары тереңдіктен
энергияны тасымалдайтын газдың конвективті қозғалысын жылдамдатады. Осының
әсерінен дақ аумағында температура шамамен 1000 Кельвинге кіші болады. Дақ
күн фотосферадағы салқын және магнит өрісі шырмалған шұңқыр сияқты.
Дақтардың көп бөлігі, екі үлкен даққа бөлінетін бүтін топтардан тұрады.
Үлкен емесі біреуі батысқа қарай, ал басқа кішірегі шығысқа қарай
орналасады. Олардың арасында және айналасында ұсақ дақтардың көпшілігі жиі
болады. Дақтың осындай тобы биполярлы деп аталады, себебі екі үлкен дақтың
магнит өрісінің полярлығы әрқашанда қарама – қарсы. Олар бір – бірімен
терең қабаттарда бақыланбай қалған, фотосфера астынан сүзіп алынған, аса
ірі тұзақтар түріндегі магнит өрісі күш сызықтарынаң түтіктерімен
байланысқандай көрінеді. Магнит өрісіндегі дақтардың фотосферадан шығуына
сәйкес келетін күш сызықтары солтүстік поляр, ал фотосфераға кері кіретін
күш сызықтарының аумағы оңтүстік поляр болып табылады.
КБ-нің ең күшті білінуі – ол жарық етулер. Олар хромосфера мен тәжге
салыстырмалы үлкен емес аймақта өтеді және дақ топтарының бетінде
орналасады. Жарық етудің маңыздылығы - ол күн плазымасының кенет ығысуынан
жарылыс пайда болады. Ығысу магнит өрісінің қысымы астында өтеді және бауға
немесе шиыршықталған ұзын плазмаға айналады. Оның ұзындығы он тіпті жүз
мыңдай километрді құрайды. Ерекше жарылыс кезінде, жалпы энергия санының
күшке тәуелділігі 1023 нен 1025 Дж құрайды. Жарық ету аймағының ортасындығы
1гр. заттың энергия бөлу қуаты тұтас күндегі 1гр заттың энергия бөлу
қуатынын 10 есе көп. Бұл дегеніміз, жарық етудің энергия көздерін Күннің
барлық энергия көздерінен айыруға болады. Физикалық құбылыстарда, жарық
етудің пайда болуының әлі толық зерттелмеуі олардың электромагниттік
қасиеті екені анық. Негізгі шиыршықталған жарық ету әдетте магнит өрісінің
нейтралды күш сызықтарының бойымен таралады - әр түрлі полярлы аймақтарға
бөлінуімен бағытталған. Кейбір шарттарды орнықсыздық пайда болып, магнит
өрісі нейтралды сызықтар маңына қатты жақындайды да, бір – біріне бірігіп
жойылады.
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі
Супергранулалар қарапайым гранулаларға ұқсас конвектиті табиғатқа ие,
бірақ көрінерліктей өте үлкен өлшемге (шамамен 35 000 км) ие. Фотосферада
көрініп тұратын гранулаларға қарағанда, супергранулалар бізге қозғалып келе
жатқан заттан келетін жарықтың толқын ұзындығының осі бойынша көк жағына
ығысады, ал бізден шыққан сәулелену қызыл жаққа қарай ығысуына сәйкес, өзі
Доплер эффектісі бойынша көрінеді. Сонымен қатар супергранулалар толығымен
Күннің бетін жауып тұрады және үздіксіз дамиды. Жеке супергранулалар бір
немесе екі күн өмір сүреді және өмір сүрудің өтуінің орташа жылдамдығы
шамамен секундына 0,5 км. Супрегрануланың ішіндегі плазманың конвективті
ағыны ұяшықтардың шетіне қарай магниттік өрістердің жолдарын, мұнда бұл
өріс хромосфералық торды құрайды.
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер
Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын көреміз. Осы
гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің бейнесінен
көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын күн беті
жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың шоғыры
ретінде көрінеді. Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын
көреміз. Осы гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің
бейнесінен көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын
күн беті жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың
шоғыры ретінде көрінеді. Олардың өлшемдері әртүрлі және орташа алғанда ≈
700 км. Оған қоса, осы суретті жақсылап қарағанда қара контурларда көптеген
жарық нүктелер табылған. Осы жарық нүктелердің пайда болып, жойылуы Күннің
магниттік циклына тәуелді. Олар Күннің бетінде әрқашанда бар және күн
дақтарымен байланысты емес. Алайда жарық нүктелер магниттік өрістердің
өскен тығыздығының аймақтары болып шықты. Және де осы нүктелердің жарық
болуы магниттік өрістің қысымынан фотосфера қабатының астында ыстығырақ
және тереңірек қабаттардың бар болуымен түсіндіріледі.Күн экваторынан
шамамен ± 30 алшақ аймақта, грануляцияның тыныш қалпынан басқа, күн
дақтары мен факел бақыланады.
1.1 сурет - Күннің бетіндегі фотосфера қабатындағы күн гранулалары
Күн дағы бізге Күндегі бейстационар процесстердің көрінерліктей үлгісін
береді. Ең алдымен ол олардың қарқынды дамуы. Басқа жағдайда фотосфераның
“таза” жерінде үлкен дақтың немесе дақтардың үлкен тобы пайда болуына екі -
үш күн ғана қажет болады. Ереже бойынша олардың дамуы баяу жүреді және
үлкен топтар максимумға 2 – 3 аптадан кейін жетеді. Кішкентай дақтар мен
топтар апта бойына пайда болып және жойылып кетеді, ал сол уақытта үлкен
дақтар бірнеше айлар бойы бар болады. Бір дақ белгілі, ол 1,5 жыл бар
болған. Жартылай көлеңкесі әлі кішкентай дақ пайда болған кезінде онда ары
қарай талшықты түрге енетін фотосфералық грануляция Ганский, Тиссен)
көрінеді; талшықтар гранулаларға қарағанда тұрақтырақ. Дұрыс пішінді
дөңгелек дақ күн шетіне қарай жақындағанда, ол бізбен проекцияда бақыланады
және оның ендігі күн дискісінің радиусына бағыттас қатты кеміген (
пропорционал; 8 суретті қараңыз). Сол кезде жиі Вильсон эффектісі деп
аталатын бақыланады, ол диск шетіне қарай дақтың жартылай көлеңкесі жақсы
көрінуімен және диск центріне қарай қаратылған жағынан күшті қысқартылуымен
түсіндіріледі. Осындай құбылыс күндағының күн дағының конустық жиырылатын
қабырғларымен аса ірі тереңдеуіне геометриялық үйлесіміне рұқсат етеді.
Бірақ осы жағдай барлық дақтардан табылмайды. Негізінде дақтар тобы
гелиографиялық бойлық (кейбір жағдайларда - 20° дейін және көп) бойынша
созылған. Мұнымен бірге күн дағының тобында жиі Күн бетінде аз ғана өзгеше
жылдамдыққа ие бөлек жартылай көлеңкелі екі өте үлкен ірі дақтар
бақыланады. Шығыс дақты жетекші, ал батыс дағын келесі(артынан жүруші) деп
атайды. Жиі осындай қос құралуға бейім бөлек дақтарда бақыланады, көп
кішкене дақ – серіктері бар топтарда құралмайды. Дақтың әр түрлі
орындарында және оған дейінгі әр түрлі көру бұрышында әр түрлі спектральды
сызықтар бойынша сәуле жылдамдықтарын бақылау дақтың жартылай көлеңкесінде
күшті (3 кмс) қозғалыстардың бар екенін – оның тереңірек бөліктерінде
заттың жайылуын және заттың үлкен биіктікпен ішіне ағылуын көрсетеді.
Соңғысы спектрогелиограммада сәулесінде дақтардың үстінде білінген
қатты жел құрылымымен дәлелденеді. Осы желдердің бағыты Күннің солтүстік
және оңтүтік жартышарларында қарама қарсы және жалғыз дақтарда Кориолис
күші қалай ауытқытатына қарай сәйкестендіріліп заттың ағытылуын көрсетеді.
Әдетінше жартылай көлеңкенің сыртқы жағында жүйелі қозғалыс та
бақыланбайды.
Жоғарыда айтып кеткеніміздей, күн дақтары күшті магниттік өрістеріне
ие. Кернеулігі 1000 – 2000 Э қалыпты болып табылады, ал бір топта 1942
жылдың ақпаннының аяғында кернеулігі 5100 Э өлшенді. Дақтың ішіндегі
магниттік өрістің бағытын және кернеулігін толық зерттегенде дақтың
центрінде магниттік күштік сызықтар дақтың осі бойынша (жоғары немесе
төмен) жүретінін, ал дақтың шетіне қарай жақындауынан олардың нормальдан
бетке қарай ауытқитынын, жартылай көлеңкенің шетіне қарай 90° жақын,
көрсетті. Сол кезде магниттік өрістің кернеулігі максимумнан нөлге жуық
түсіп кетеді.
Дақтың өлшемі үлкен болған сайын, әдеттегінше оның мгинтті өрісі де
күштірек, бірақ ірі дақ максималды өлшемдеріне жеткеннен кейін кішірейе
бастайды, оның магниттік өрісінің кернеулігі өзгеріссіз қалады, ал ал толық
магниттік ағын дақтың ауданына пропорционал кемиді. Оны былай түсіндіреміз,
дақ беттң астында ұзақ уақыт бар болатын агниттік өрісті тек қана сыртқа
шығаруға себепші болатындай. Айтылған сөздер сонымен қатар магниттік өріс
дақ жоқ болып кетсе де жоқ болып кетпейді, бірақ ол дақтың болған аймағында
бола береді және тура сол аймақта қайта пайда болған дақта қайтадан
күшейеді. Мұнда перманентті факелдық өрістрдің болуы, сол жерде тұрақты
белсенді аймақтар бар екенін көрсетеді.
Екі үлкен дақты топтарда бастапқы және келесі (артынан жүріп отырушы)
дақтар қарама қарсы магниттік полярлыққа ие, осындай топтарды униполярлы
топтарға қарама қарсы, оған жалғыз дақтарды жатқызады, биполярлы деп атауға
болады. Дақтарда минус немесе плюс полярлықтары ретсіз араласып кеткен
күрделі топтар да болады. Күн дамуының әрбір циклында дақтың бастапқының
және келесінің полярлықтары солтүстік және оңтүстік жартышарларда бір
біріне қарама қарсы. Егер Күннің солтүстік жартышарында бастапқы дақтың
полярлығы солтүстік (N), ал келесінікі – оңтүстік (S) болса, онда сол
уақытта оңтүстік жартышардың батапқы дағының полярлығы - S, ал келсінікі -
N болады. Мынадай сирек дақтарда, экватормен қиылысатын, солтүстік және
оңтүстік жартышарларда полярлығы қарама қарсы. Бірақ күн қызметі циклінің
аяқталуымен, оның минимумы басталған кезінде, әрбір жартышарда биполярлы
топтағы дақтарда магниттік өрістіліктің таралуы қарама қарсы бағытта өткен
циклда болғанына өзгереді. Осы маңызды шындық Хэйл өзінің қызметкерлерімен
1913 жылы орнатты.
Дегенмен Күннің жергілікті магниттік өрістері өте күшті болады, оның
жалпы магниттік өрісі өте әлсіз және күн өрістерінің минимумды жылдарында
ғана жергілікті өрістерде әрең көрінеді. Одан басқа, ол өзгереді. 1953 –
1957 жылдарында оның кернеулігі 1 Гс индукциялы дипольға сәйкес, белгісі
Жер магниттік өрісінің белгісіне қарама қарсы болған, ал дипольдің осі
айналу осімен ұқсас болған. 1957 жылы өрістің белгісі Күннің оңтүстік
полярлы облыстарында кері өзгерді, 1958 жылдың соңында – солтүстікте. Соңғы
рет өрістің белгісінің өзгеруі 1970 – 1971 жж.бақыланған.
Күн белсенділігінің циклының аяқталуымен, дақтардың магниттік
полярлығының ауысуы циклдың бітуінің бір ғана көрінісі болып табылмайды.
Күн дақтары экватордан алыс қашықтықта сирек құрылады. Олардың аймақтары
оңтүстік және солтүстік жартышарлардың гелиографиялық ендіктерінде 1 - 2° -
тан 30° дейін аралығында құрылады. Экватордың өзінде және 30° жоғары
ендіктерде сирек кездеседі. Бірақ осы айтылғандардан, оның уақыт өткен
сайын өзгеруінде ерекшеліктер бар: жаңа циклдың (минимумнан кейін) алғашқы
дақтары экватордан алыс қашықтықта ( мысалы, = +45° тең дақ 1914
жылдың 15 наурызы, = - 43° 1943 тең дақ жылдың 17 мамыры және =
+48° тең дақ 1954 жылдың 11 қазаны тіркеелді) пайда болады, ал сол уақытта
біткен циклдың соңғы дақтары экватордың маңында бақыланады. Циклдың орта
уақытысында оның максимумына жақын барлық гелиографиялық ендіктер - 45° тан
+ 45° аралығында (+ 50° ендікті дақтар тобы белгілі, ол күн белсенділігінің
максимумы кезінде 1957 жылы маусымында бақыланған ), негізі 5 пен 20°
аралығында дақтарды кездестіруге болады. Сонымен, күн белсенділігінің 11 –
жылдық циклі уақытысында даму кезінде дақтардың орташа гелиографиялық
ендіктері үздіксіз кішірейеді, және жаңа дақтар экваторға жақын маңда пайда
болады (39 сурет). Осы заңдылық ең алғаш 1858 жылы Кэррингтонмен ашылған
және кейде оны Шперер заңы деп атайды (дегенмен соңғысы оны он жылдан кейін
ашқан).
Сонымен, егер период деп барлық қасиеттер уақыт өткен сайын өзгеретін
және бастапқы күйге қайтып келетін уақыт аралығын түсінсек, онда күн
қызметінің шын периоды 11 жыл емес, ал 22 жыл. Қызық, цикл бойынша максимум
биіктіктерінің өзгеріп отыруы да 22 – жылдық периодтылықты делелдеді. Күн
қызметінің 80 – жылдық циклы да белгіленіп отыр. Кейбір ішкі себептерге
байланысты күн белсенділігі кең аралықта өзіне тән жүз жылдық уақытта
өзгереді. Сонымен, 1645 және 1715 жылдар аралығында Күнде дақтар көп
болмаған, ал дақтар тобы тек бір рет қана пайда болған. Оны Маундер
минимумы деп атайды. Басқа минимум, Шперер минимумы, 1410 мен 1510 жылдар
аралығында бақыланған. Керісінше, 1120 және 1280 жылдар аралығында
ортағасырлық максимумы қазір бізде болып жатқандай, өте энергиялы болған.
Сипатталған түрлендірмелер Англияда орташа жылдық температурасы 1°
аралығында тербеліп тұрды.
Күндегі бейстационар процесстердің бірі болып дақтардан кейін факел
болып табылады. Күн факелдары деп күн дақтарының қоршап тұрған жарық
өрістерді айтады. Шындығына келгенде факелдар жалпы құрылу фонмен
салыстырғанда жарығырақ болып көрінеді және олар Күн бетінің көрінерлік
жағының көп бөлігін ала алады.
Факелдардың құрылымы өте күрделі. Ол көп санды жолдардан, жарық
түйіншектерден, нүктелерден, басқаша сөзбен айтқанда әрбіреуінің өлшемі
30000 км дейін құрылған факелдық гранулалардан тұрады.
Күн факелдары Күннің магниттік өрісінің белсенді аймақтарында құрылады.
Табиғаттағы барлық процесстер сияқты, факелдар да жайдан жай пайда
болмайды. Олардың пайда болуы магниттік өрістің бір қасиеттерімен
түсіндіріледі, нақтырақ айтсақ: магниттік өрістің заттың қозғалысына
кедергі болатын уақытысы ол күштік сызықтарға көлденең жүретін болса. Егер
магниттік өрістің энергиясы өте жоғары болса, онда заттың қозғалысы тек
қана күштік сызықтардың маңайында ғана жүретін болады. Немесе факелдық
аймақтағы әлсіз магниттік өріс өте қуатты конвективті қозғалыстарды
тоқтатуға күші жетпейді, бірақ олар реттеліп қозғала бастайды. Айта кету
керек, ретсіз қозғалыстар вертикальды жазықтықта да және горизонтальды
жазықтықта да болады. Соңғылары конвекцияның бөлек бөлшектерінің арасында
үйкелістің пайда болуына алып келеді, ал содан кейін факел аймағында
кернеулігі басқа облыстарға қарағанда өте көпке аз магниттік өрістермен
тежеледі. Осы жағдай газдарға жоғарырақ көтерілуге және өте үлкен энергия
ағынын тасымалдауға мүмкіндік береді. Сонымен әлсіз магниттік өрістің
әсерінен конвекция үдегенде факелдар пайда болады.
Центрге жақын факелдар негізінде көрінбейді, бірақ күн дискінің
лимбасында олар өте жақсы көрінеді. Бұл ерекшелік фотосфераның кейбір
деңгейлерінде факелдардың температурасы басқа аймақтарда орналасқан көрші
факелдардан 200 – 300 К жоғары екенін көрсетеді. Ал қоршаған ортаның
температурасымен салыстырғанда факелдардың температурасы шамамен 2000 К
жоғары. Біздің білуімізше факелдар факелдық өрістерде қосылады (бірігеді).
Сонымен, қорытынды жасасақ факелдарда күн дағының болуы өте керек емес. Күн
факелының өмір сүру уақытысы 3 – 4 айды құрайды. Күн дақтарының саны сияқты
факелдардың саны күн белсенділігі деп аталатын сипатқа әсер етеді.
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер
Күн атмосферасының беткі қабатының сәулеленуі фотосфералыққа қарағанда
10 мың есе әлсіз. Ішкі атмосфераның Күн дискасына проекциясын зерттеу –
хромосфера мен күн тәжінің мөлдірлігіне негізделген, себебі кейбір
спектрлік сызықтар (сутегі Нa, Н және К иондар CaII т.б.) қатарын бақылап,
олардың фотосферадан жоғарғы аймақта – хромосферада түзілетінін көруге
болады. Сызықтардың интенсивтілігіне қарап күн бетінен 1500км
тереңдікте, тығыз газ сызықтарына сәйкес мейлінше жарық аймақты, ал кейбір
жерде бейтарап газдың жарық сызықтарына сәйкес келетін аймақты-
хромосфералық спикуланы бақылауға болады. Спикуланың диаметрі ~ 1000 км,
өмір сүру уақыты шамамен бірнеше минут. Спикулалардың түзілу механизмі
фотосферадағы магнит өрісінің [3,4] күрделі құрылымына байланысты.
Талшықтардың бойында хромосфера жарығы өзгереді: белсенді облыстарда
спикула саны көбейіп, сәулелену артады.
1.5 Күндегі жарқ етулер
Күндегі жарқ етулер – күн белсенділігі білінулерінің арасынан ең қуатты
көрінетін, Күн атмосферасындағы бейстационар процесс. Күндегі үлкен жарқ
етулердің 103 с уақытта энергия бөлуі (1 - 3) · 1032 эрг жетеді, ол орташа
қуаты (1 - 3) · 1029 эрг · с-1 сәйкес келеді. Уақыттың бөлек мезеттерінде
энергия бөлуі көрсетілген міндерден бірнеше есе асуы мүмкін. Жарқ етудің
энергиясының бастапқы бөлігі плазманың тасталынуы, қатты электромагниттік
сәулеленудің бөлшектерінің өте үлкен энергияларына дейін үдетілген ағынның
1000 км · с-1 дейінгі жылдамдықпен күн тәжінде және планетааралық
кеңістікте қозғалатын түрінде бөлінеді. Қуатты жарқ ету екі жарқ ету
түрінде (1 сурет) үлкен ауданды алып жатқан (кейде Күннің көрінерлік
жартышарының 10-3 ауданына дейін) хромосфералық сызық жарығында, Күн
хромосферасының жарықтылығының үлкеюі ретінде бақыланады. Біздің
білуімізше, осы қарама қарсы полярлықты магниттік өріс аймағында
орналасқан. Күндегі жарқ етулер, егер де онда жүретін басты процессі
хромосфералық құбылыс емес, тәждік түрінде болады. Ол жарқ етудің
рентгендік және УК – сәулеленуінен ( 90 % толық сәулеленуі) шығады.
Оптикалық сәулелену жарқ етудің қойнауынан алыс жерінен екінші эффект
ретінде пайда болуы мүмкін, көбінесе рентгендік және УК - басында. Осы жарқ
етудің энергия көзінің бақыланатын бөлігі болып табылады.
Магниттік ағындар екі тұратын, шектелген бетпен бөлінген. Осы әрбіреуі
фотосферада тұйық шектелген сызыққа. Кеңістікте шектелген күштік
бағыттарымен (қалың сызық) қиылысады және кеңістікті төрт аймаққа, ал оған
сәйкес магниттік өріс төрт тәуелсіз ағынға бөлінеді. Ол фотосферада
және нүктелерінде түседі. Штрихпунктирмен фотосфералық магниттік
өрістің нейтралды сызығы белгіленген. Бақылау мәліметтеріне сүйенетін
теориялық модельдер, басты жарқ ету процессі жоғарғы хромосферада және
тәждің төменгі жағында тәуелсіз магниттік энергияның жиналуымен
түсіндіріледі деген тұжырымның дұрыс жасалғанын растайды.
Тәуелсіз деп мұнда фотосферада шығатын көздері бір, потенциялдық өріс
энергиясымен салыстыру бойынша артық, магниттік энергия түсіндіріледі.
1.2 сурет - сутегі сызығында екі сызық түрінде бақыланатын, Күн
жарқ етуі. Штрихті сызықпен фотосфералық магниттік өрістің нейтралды сызығы
белгіленген
1.3 сурет - Қарама қарсы полярлықты төрт дақ үшін магниттік өрістің
моделі
Осындай артық қалуының пайда болуы әр түрлі жолдармен жүзеге асуы
мүмкін. Олардың біреуі мысалы осындай. Фотосфераның астында көздердің
(токтың) баяу қозғалуы Күн атмосферасында магниттік өрісті үздіксіз
өзгертіп отырады. Кейбір мезеттерде ол айтарлықтай күрделі – құрамында
шекті күштік сызық деп аталатын болуы мүмкін (1.3 сурет). Осы сызық –
өрістің маңызды топологиялық ерекшелігі, өйткені, ол өзара әсер ететін
магниттік ағындар үшін ортақ деп саналады. Шекті сызық арқылы магниттік
ағынның қайта таралуы жүреді, ол магниттік өрістің фотосферада оның
көздерін өзгерткен кезінде потенциалды болып қалуы үшін қажет. Жоғарғы
өткізгіштілікке ие, күн плазмасы болғанда шекті бағыт магниттік өрістің
нөлдік бағыты, екі өлшемді модельдер шегінде тәжірибелік және теориялық
әдістермен жақсы зерттелген, сияқты болып қалады (1.4 сурет). Осындай
бағыттың пайда болу мезетінен магниттік өрістің өзгеруімен индуцирленетін,
электрлік өріс оның бойында токты пайда болдырады. Соңғысы магниттік
өріспен әсерлесуінен токтық қабат пішініне енеді. Жоғары өткізгіштілік
шартында токтық қабат магниттік өрістің қайта таралуына кедергі жасайды.
Нәтижесінде Күн атмосферсында токтық қабаттың магниттік энергиясы түрінде
энергияның жиналуы болады.
1.4 сурет - Магниттік өрістің нөлдік бағытында токтық қабаттың құралуы:
а – бейненің жазықтығына перпендикуляр (Е – нөлдік бағыт маңына бағытталған
электрлік өріс), - түрді нөлдік бағыт маңында магниттік өрістің
күштік бағыттары; б – нөлдік бағытта құрылатын, токтық қабат
Токтық қабаттың үш даму кезеңіне С. И. Сыроватский моделі шегінде
Күндегі жарқ етуінің үш фазасына сәйкестендіруге болады.
Бастапқы фаза – токтық қабаттың пайда болу және құралуының салыстырмалы
ұзақ (сағат немесе ондық сағаттар) кезеңі. Осы кезеңде қабатта плазманың
джоульдік ысытылуы токтан басым болады. Негізінде, осы кезеңде процесс
жақсы жүреді.
Сонымен, жарқ етудің энергиясының көзі – токтық қабат – тәжде магниттік
өрістің шекті күштік бағыттары орналасқан. Жылудың және үдетілген
бөлшектердің ағыны магниттік күштік бағыттар маңында таралады және
фотосфералық магниттік өріске нейтралды бағыттардан әр түрлі жаққа
хромосфераның ысытылуы пайда болады. Сөйтіп, хромосфералық сызықта
бақыланатын жарқ ету иірілуі құрылады (1.2 сурет). Нейтралды сызықтың өзі
қаралау болып қалады, өйткені, энергия ағыны оған түспейді (ол негізінде
әрқашан токтық қабатпен күштік бағытпен байланысты емес).
Токтық қабатта энергия бөлінудің бірнеше каналының – плазманың
гидродинамикалық өтуі, жылу, сәулелену, үдетілген бөлшектер – Күн бетінде
Күндегі жарқ етулермен пайда болатын көп әр түрлі құрылымды физикалық
процесстерді, мысалы мынадай жылулық және соқтығысу толқындары, үдетілген
электрондардың радио – және қатты рентгендік сәулелену, ядролық реакция
және олармен – сәулелену, анықтайды.
Күндегі жарқ етулерді зерттеудің тәжірибелік мәні бар, өйткені, олар
радиобайланыстың, радионавигациялы құралдардың жұмысын және т.б. байланысын
үзіп, ионосфераға үлкен зиянды әсерін тигізеді. Күндегі жарқ етулер жер
айналасындағы ғарыштық кеңістікке айтарлықтай әсер етеді. ғарыштық
ұшулармен байланысты жарқ етулердің иондалған сәулеленуінен космонавттарды
және мүмкін радиациялық қауіптің қорғау мақсаты тұрды. Соңында, Күннің жарқ
ету белсенділігінің ауа райына және Жердің биосферасының күйіне әсер ету
дәлелдемелері бар.
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері
Күн желі – ол, Күннің магниттік өрісінің күштік бағыттарын алып жүретін
және Жердің магнитосферасын айнала қоршаған зарядталған бөлшектердің ағыны
(плазманың).
1957 жылы Чикаго университетінің профессоры Е. Паркер “күн желі”
атауына ие болған құбылысты теориялық түрде дәлелдеген. Осы болжамдарды
К. И. Грингауз тобымен советтік ғарыштық аппараттарда Луна - 2 және Луна
- 3 орнатылған құралдардың көмегімен тәжірибелердің дәлелденуіне екі жыл
қажет болды. Осы құбылыстың қызықтылығы неде жатыр екен ?
Күн желі – ол Күннен үдетіліп қозғалатын электрондардың және
протондардың (квазинейтрал шарты) шамамен бірдей тығыздықта болатын әдетте
толық иондалған сутегі плазмасы деп аталатын, толық иондалған сутегі
газының ағыны. Жер орбитасының маңында (бір астрономиялық бірлікте немесе
Күннен 1АЕ - ге) протондардың температурасы 100000 К және
электрондардың бірнеше үлкен температурасы (индекс Е мұнда және одан
кейін де Жер орбитасына қатысты болады) кезінде оның жылдамдығы
400 – 500 км сек орташа мәніне жетеді. Осындай температураға жеткен
кезінде жылдамдық дыбыс жылдамдығынан 1 АЕ басымырақ келеді, өйткені Жер
орбитасының маңында күн желінің ағыны аса дыбысты (немесе гипердыбысты)
болып табылады. Өлшенген протондардың концентрациясы айтарлықтай аз және
бірлік сантиметр кубта 10 – 20 бөлшектер шамасын құрайды.
Протондар мен электорондардан басқа, планетааралық ғарыштық кеңістікте
альфа – бөлшектер (протондар концентрациясынан бірнеше процентке), ауырырақ
бөлшектердің аз ғана саны, сонымен қатар планетааралық магниттік өріс, Жер
орбитасында оның индукциясының орташа шамасы бірнеше гамма болып шықты (lg
= 10-5 гаусс) табылған.
Ұзақ уақыт бойы барлық жұлдыздардың атмосферасы гидростатикалық тепе
теңдік күйінде болады деп есептелген, яғни берілген жұлдыздың гравитациялық
тарту күші қысым градиентімен байланысқан күшпен теңеседі деген (жұлдыздың
атмосферасында қысымның жұлдыз центрінен r қашықтыққа өзгерісі).
Математикалық түрде осы тепе теңдік қарапайым дифференциалды теңдеу түрінде
өрнектеледі,
(1.1)
Мұнда G – гравитациялық тұрақты, M* – жұлдыздың массасы, p және r –
қысым және жұлдыздан бірнеше r қашықтықтағы массалық тығыздық. Күй
теңдеуінен массалық тығыздықты идеал газ үшін өрнектесек
р = rRT (1.2)
қысымды, температураны және алынған теңдеуді интегралдап, барометрлік
формула деп аталатын және жеке жағдайда температурадан Т тұрақты өрнекті
аламыз (R – газдық тұрақты), ол мынадай түрге келеді
(1.3)
Мұнда p0 – жұлдыз атмосферасы басталған жерінде қысымды көрсетеді (r =
r0 болғанда). Өйткені Паркердің жұмысына дейін күн атмосферасы басқа
жұлдыздардың атмосферасына ұқсас гидростатикалық тепе теңдік күйінде болады
деп есептеліп жүрген, және оның да күйі жоғарыдағыдай формулалармен
анықталған. Температураның шамамен Күннің бетінде 10 000 К – нан күн
тәжінде 1 000 000 К дейін тез өсу құбылысының толық шешілмеуін және __
ескеріп, С.Чепмен Күн жүйесін қоршаған бөлек жұлдызаралық ортаға баяу
өтетін сттикалық күн тәжінің теориясын дамытты. Бұдан шығатыны, С.Чепменнің
көрсетуіне сәйкес, Күн айналасында айналатын Жер статикалық күн тәжіне
сәйкес . Ұзақ уақыт бойы осы көзқарасқа көптеген астрофизиктер
қанағаттанбаған.
Қабылданған шешімдерге қатысты қарама қарсы шешімдерді Паркер көрсетті.
Ол барометрлік формуладан шығатын қысым шексіздікте ( r Ґ кезінде) сол
кезде бөлек жұлдызаралық орта үшін қабылданған, қысым 10 есе шамасы бойынша
асатынына көңіл аударған. Осы модельді Е.Паркер бір жақты ету үшін күн тәжі
гидростатикалық тепе теңдікте болу мүмкін емес, ал керісінше Күнді қоршап
тұрған планетааралық кеңістікке үздіксіз өсу керек, яғни, күн тәжінің
радиалды жылдамдығы V нөлге тең емес деген тұжырымын ұсынды. Сонымен қатар
гидростатикалық тепе теңдік теңдеуінің орнына қозғалыс түрін сипаттайтын
гидродинамикалық теңдеуін пайдаланда, мұндағы МЕ – Күннің массасы.
(1.4)
Күннен қашықтық функциясы ретінде температураның Т берілген қашықтыққа
таралуы кезінде барометрлік формуланы қысым үшін және массаның сақталу
теңдеуін шешу үшін пайдаланып, мына түрге келтіреміз
Мұны күн желі ретінде қабылдауға болады және бөлек жұлдызаралық ортада
осы шешімнің дыбысқа дейіннен ( r r* кезінде ) аса жоғары дыбысқа ( r
r* кезінде) дейін өту көмегімен р қысымды келтіруге болады, міне осы шешім,
күн желі деп аталған табиғатта жүзеге асады.
Планетааралық ғарыштық кеңістікке шыққан, алғашқы ғарыштық аппараттарда
жүргізілген бірінші планетаралық плазма параметрлерін тікелей өлшегенде аса
жоғары күн желінің болуы туралы Паркермен ұсынған идеясының екендігін
көрсетті, оған қоса Жер орбитасының маңында күн желінің жылдамдығы дыбыс
жылдамдығынан өте көпке асатынын көрсетті. Содан бері Чепменның күн
атмосферасның гидростатикалық тепе теңдігі туралы тұжырымдардың қате
екеніне көз жеткізді, ал күн тәжі планетааралық ғарыштық кеңістікке аса
жоғары дыбысты жылдмдықпен үздіксіз үлкейіп жатыр. Одан кейін
астрономиялық бақылаулар көптеген басқа жұлдыздар да күн желіне ұқсас
жұлдыз желіне ие екенін көрсетті.
Күн желі сфералық – симметриялы гидродинамикалық үлгі негізінде
тұжырымдалғанына қарамастан, құбылыстың өзі өте күрделі болып шықты.
Ұзақ уақыт бойы күн желі сфералық – симметриялы, яғни, күн ендігі мен
бойлығына тәуелсіз деп есептелген. Өйткені 1990 жылға дейінгі аппараттар,
Улисс (Ulysses) ғарыштық аппараттары ұшырылған кезінде, негізінде,
эклиптика жазықтығында ұшқан, және осындай ғарыштық аппараттардың өлшеуі
күн желінің параметрлерінің тек қана осы жазықтықта таралуын берген. Комета
соңының ауытқуы бойынша жүргізілген бақылаулардың есептеулері күн желінің
күн ендігіне шамамен алғанда жуықтау тәуелсіз екенін көрсетті, бірақ,
кометаларды бақылаудын жасалынған осы қорытындылар осы бақылауларды
түсіндіру қиындығынан айтарлықтай сенімді болған жоқ. Дегенмен, күн желі
параметрлерінің бойлыққа тәуелділігі ғарыштық аппараттарда орнатылған
құралдармен өлшенген, алайда ол не маңызды емес болды және күн шығу
тегіндегі магниттік өріспен немесе Күндегі қысқа уақытты бейстационар
процесстермен байланыстырылды (негізінде, күн жарқ етулерімен).
Эклиптика жазықтығында плазманың және магниттік өрістің парамерлерін
өлшеу планетааралық кеңістікте әр түрлі параметрлі күн желінің және
магниттік өрістің әр түрлі бағытымен секторлық құрылым деп аталатын болуы
мүмкін екенін көрсетті. Осындай құрылымдар Күнмен бірге айналады және
олардың күн атмосферасында ұқсас құрылымдардың, олардың параметрлері былай
айтқанда күн бойлығына тәуелді, нәтижесі болып табылатынын ашықтан ашық
көрсетіп тұр. Сапалы төрт секторлы құрылым 1 суретте көрсетілген.
Осы кезде жер телескоптары Күн бетінде жалпы магниттік өрісті тапқан.
Оның орташа шамасы 1 Гс тең, дегенмен бөлек фотосфералық құрылуларда,
мысалы, күн дақтарындағы магниттік өрістер шамасынан бірнеше ретке үлкен
болуы мүмкін. Плазма электрді жақсы өткізгіш болғандықтан, онда күн
магниттік өрістері және пондеромоторлық күштердің пайда
болуынан қалай болса да күн желімен әсерлеседі. Осы күш радиалды бағытта
аз, яғни ол күн желінің радиалды құраушыларына әсер етпейді, бірақ оның
радиалды бағытқа перпендикулярлы проекциясы күн желінде жылдамдықтың
тангенциалды құраушыларының пайда болуына алып келеді. Дегенмен осы құраушы
радиалдыдан екі есеге кіші, ол Күннен қозғалыс мөлшерінің мезетін шығаруда
маңызды рөль атқарады. Астрофизиктер, соңғы жағдай Күннің ғана емес және
жұлдыз желі табылған, жұлдыздардың да дамуында маңызды рөль атқаруы мүмкін
деп тұжырымдайды. Ақырғы спектральды классындағы жұлдыздардың бұрыштық
жылдамдығының тез кішіреюін түсіндіру үшін олардың айналасында құрылатын
айналмалы моменттің планеталарға беріледі деген гипотеза шығарылған.
Магниттік өріс болғанда Күннен плазманың жүруі жолымен оның бұрыштық
моментінің жоғалу механизмін қарастырылғанда осы гипотезаның қайта
қарастырылуын қажет етеді.
Орташа магинттік өрісті тек қана Жер орбитасының маңында ғана емес және
үлкен геоцентрлік қашықтықта (мысалы, Вояджер 1 және 2 және Пионер 10
және 11 ғарыштық аппараттарда) өлшеуі Паркермен алынған Күн экваторының
жазықтығымен шамамен сәйкес келетін эклиптика жазықтығында оның шамасы мен
бағыты төмендегідей формуламен жақсы өрнектеледі
(1.5)
(1.6)
Архимедтың паркерлік спиральы деп аталатын осы формулаларда Br, Bj
шамалары – магниттік индукция векторының радиалды және азимуталды
құраушылары, оған сәйкес W – Күн айналысының бұрыштық жылдамдығы, V –күн
желінің радиалды құраушысы, индекс 0 магниттік өрістің шамасы белгілі,
күн тәжіндегі нүктеге қатысты.
Европалық ғарыштық агентствомен 1990 жылдың қазанында Улисс ғарыштық
аппаратын жіберген, оның траекториясы қазіргі уақытта эклиптика жазықтығына
перпендикуляр жазықтықта Күннің айналасында айналатындай қылып есептелген,
күн желі сфералық симметриялы деген түсінікті мүлдем өзгертіп жіберді. 1.2
суретте, Улисс аппаратында өлшенген радиалды жылдамдығының және күн
ендігі функциясы ретінде күн желінің протондарының тығыздығының таралуы
көрсетілген.
Жер орбитасының борттарында және орбитасы жоғары аппогейлі басқа да
ғарыштық аппараттарында орындалған бақылаулар көрсеткеніндей, планетааралық
төтенше кеңістіктік белсенді ортамен толтырылған – күн желінің плазмасымен.
Күн желі Күн атмосферасының жоғарғы қабаттарында туады, және оның негізгі
параметрлері күн атмосферасының сйкес параметрлерімен анықталады. Бірақ Жер
орбитасына жақын күн желінің сипаттары мен Күн атмосферасындағы физикалық
құбылыстары арасындағы байланыс айтарлықтай күрделі және одан басқа күн
белсенділігінің деңгейіненен және Күндегі нақты жағдайға тәуелді өзгереді.
Сондықтан қарапайымырақ сипаттау үшін Жер орбитасына жақын бақыланатын күн
желі бірінші рет жақындағанда үш тәуелсіз құраушылардан тұрады деп
есептейді, олар:
1) Тыныш күн желі – күн плазманың әр уақытта бар ағыны, ол барлық
планетааралық кеңістікті гелиосфера шегіне дейін (50 – 200 а.е.)
толтырады;
2) Күн плазмасының квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағындары
рекурентті геомагнитті жауапты;
3) Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар – құрылу құрылымы бойынша аз
уақытты, аса біртексіз және күрделі, спорадикалы магнитосфералы
жауапты.
Осы тізбектен, күн желі құраушыларының көрсетілген морфологиялық
сипаттамаларын және құрылу механизмін қарастырамыз.
Тыныш күн желі. Қазіргі заманғы көріністерге сәйкес, Күн қойнауындағы
энергия ядролық синтез процессі кезінде қалыптасады:
1H + 1H 2D + e+ + + 1,44 МеВ,
2D + 1H 3He + γ + 5,49 МеВ,
3He + 3He 4He + 1H + 1H + 12,85 МеВ,
(1.7)
Мұндағы e+ позитронның белгісі, - нейтрино және γ - γ-квант көрсетіп
тұр. Атап өтілген процесстердің нәтижесінде 1,0078 г сутегі 1,0000 г
гелииға өтеді, ал қалған масса бөлшектердің кинетикалық энергиясына және
радиация энергиясына айналады. Протон – протондық реакция жүрісінде
энергияның бөліну жылдамдығы төмендегідей көрсетілген
эргс (1.8)
мұндағы ρ – күн затының тығыздығы, X – ондағы сутегі ядросының
салыстырмалы мөлшері және T - температура. Назар аудара, заттың тығыздығы
және оның температурасы Күн центріне қарай жоғарылайды, күн энергиясының
шамамен 99% , Re = 0.25 R☼ радиусты Күн ядросында генерацияланады деп
айтуға болады.
Күн типіндегі жұлдыздарда жылу өткізгіштік мағызды емес екені белгілі,
сондықтан Күн қойнауында көбейтілген энергия негізінде радиациялық
тасымалдану жолымен оның бетіне өтеді, яғни оның жұтылуында және келесі
қайта ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы: КҮНДЕГІ ЖӘНЕ ПЛАНЕТА АРАЛЫҚ КЕҢІСТІКТЕГІ БЕЙСТАЦИОНАР
ПРОЦЕСТЕРДІҢ МУЛЬТИФРАКТАЛДЫҚ СИПАТТАМАЛАРЫ
РЕФЕРАТ
Дипломдық жұмыс 63 беттен, 63 формуладан, 38 суреттен, 30 қолданылған
әдебиеттер тізімінен тұрады.
Термин сөздер: күн белсенділігі, күн жарқ етуі, факель, протуберанц,
күн дағы, информациялық энтропия, фрактал, мультифрактал, рекуренттік
процесс.
Жұмыстың өзектілігі: Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары
энергиялы бейстационар процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды.
Күн белсенділігінің табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің
себептерін айқындау теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып
табылады. Расында да, күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы
факторлар әсер ететіндіктен, оның динамикасы өте күрделі сипатқа ие
болғандықтан, осы күнге дейін КБ табиғатына байланысты көптеген сұрақтар
әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса, күн белсенділігінің өзгермелілігі
планетааралық кеңістікте, Жер магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті
мен қойнауында түрлі процестерді қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауа
райы мен глобальды климаттың ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық
белсенділікке әсер етуі мүмкін, т.с.с.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның
табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды
зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды
жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық
хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін
қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Зерттеу әдістері WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн
магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
ГЛОСАРИЙ
Күн белсенділігі (КБ) - күн атмосферасындағы және оның жоғарғы
бетіндегі бейстационар энергиялардың бөліну құбылыстарының жиынтығы.
Факел – Фотосферада өзін қоршағаннан көрі жарықтау аймақтар да
бақыланады, олар шырақтар (факелдер) деп аталады.Олар көптеген жіңішке
жолақтар, жарық нүктелер мен түйіншектерден (факелдік түйіршіктерден)
тұрады. Факелдердің пайда болуы да магнит өрісімен байланысты.
Күн дағы – Күн бетінде жиі дақтар көрінеді. Телескоп арқылы жарықтау
ала көлеңкемен қоршалған қараңғы овалды (оны дақ көлеңкесі деп атайды)
айыруға болады. Дақтың сипатты өлшемі ≈ 35000 км, көлеңкесі шамамен екі есе
кіші болады.
Протуберанец - сиретілген тәжде 13 дейін жайылып жататын, не
қозғалатын салыстырмалы суық және тығыз (n = 1010-1011 см-3. Т ~ 104K.) газ
бұлттары болып табылатын күн протуберанецтер де оранласады. Олардың пішіні
таң қаларлық болады (диффуздық түзілістер, доғалар, воронкалар, т.с.с.),
оларда өте күрделі түрдегі қозғалыстар бақыланады.
Күн желі бимодиальды сипатқа ие, ол баяу, тыныш және тез, жылдам
ағындардың қоспасы.
Тыныш күн желі – тәждік стриммерлардың үстіндегі күн плазмасының
тұрақты ағыны. Тыныш күн желінің жылдамдығы 300 – 500 кмс, тығыздығы 10 –
15 см-3.
Қысым – күн желі плазмасының жылдамдығы мен тығыздығы көбейтілген шама
және төмендегідей формуламен өрнектеледі
Р= 1.6726 · 10-6 · n · V2,
мұндағы Р – қысым [нПа], n – бөлшектердің тығыздығы [см-3], V –
бөлшектердің жылдамдығы [кмс].
Күн желінің квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағыны тәж тесігінің
бетінде бақыланған рекурентті геомагнитті ауытқуына жауап береді. Мұнда
жылдамдық 700 – 1000 кмс дейін өскен, тығыздық түскен (3 – 4 см-3). 27 –
күн периодты рекуренттік ағындар бұрын М – аймақ (осыдан күн желінің М -
аймағы) деп аталатын Күннің белгілі аймақтарымен байланыстырылған, ал қазір
оны тәж тесігі деп атайды.
Күн белсенділігінің минимумында күн желінің осы екі ағыны кеңістікте
екіге бөлінеді: Күн желінің стриммеры мен тыныш ағыны экватор жаықтығына
жақын бақыланады, ал тәж тесіктері 70 ° жоғары полюстарға қарай ығысқан.
Осы көрініс орбитасы эклиптика жазықтығының үстінен өткен KA ULISUS
бақылауларынан көре аламыз.
Дегенмен тәж тесіктері негізінде полюст орналасқан болса да, бірақ
магниттік белсенділікке экватордан полюсқа созылған тәж тесіктері әсер
етеді. Әсіресе олардың белсенділігі циклдың құлау мезетінде артады.
Жылдамдығы үлкен ағын баяу ағынға жеткен жерінде соққы толқыны пайда
болады, онда бөлшектердің тығыздығы және магниттік өрістің кернеулігі
ағынның басқа бөліктеріне қарағанда жоғары. Жоғары жылдамдықты күнжелінің
рекурентті ағыны Күнді бірнеше 27 – күн айналғанға дейін болғандықтан және
бойлық бойымен таралған 2 – 4 ағындар біруақытта өмір сүретін болғандықтан
күн желінде бінеше фронтты секторлы құрылым деп аталаты құрылады, олар
Жерге жеткенде рекурентті магниттік ауытқуды тудырады - суббурь немесе
бірыңғай магниттік борандар түрді.
Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар – құрылу құрылымының аз уақытты
және күрделілігіне байлансты, спорадикалы магнитосфералық жауапты, және
оларға үлкен магниттік борандар байланысты.
Спорадикалы ағында күн желінің жылдамдығы 1200 кмс; артқы фронтта және
оның алдында соққы толқыны пайда болады, мұнда энергиясы бар бөлшектрдің
үдетілуіне алып келетін көптеген процесстер жүреді. Ұзақ уақыт бойы күн
желіндегі спорадикалы ағындар күн жарқ етуімен түсіндіріледі деп
есептелген, ал қазіргі уақытта көзі ретінде массаның тәждік тасталындысын
(CME, Coronal Mass Ejection) қабылдайды, дегенмен күн жарқ етуінің әсер
етуін толығымен алып тастауға болмайды.
Планетааралық кеңістіктік – күн желінің плазмасы үлкен өткізгіштікке
ие болғаны соншалық планетааралық кеңістікте күн тәжінің магнитті күштік
сызықтары онымен планетааралық кеңістікке шығарылады. Плазманың динамикалық
қысымы магниттік қысымнан (немесе энергияның тығыздығы)әлдеқайда жоғары,
соның салдарынан магниттік өріс Архимед спиралы түрінде созылады.
Фрактал – геометриялық обьект сызықтар, жазықтықтар, қатты бөлшектенген
формадағы кеңістік денелері және олардың өзіне тән қасиеттері бар. Фрактал
сөзі латын тілінен аударғанда fractus бөлшек деген мағынаны білдіреді.
МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ
6
1 МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ 7
1. Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер
7
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі
8
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер
8
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер
12
1.5 Күндегі жарқ етулер
13
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері
16
1.7 Үлкен гелиоцентрлік қашықтықтардағы күн желі
22
1.8 Күндегі белсенді аймақтардың мультифракталды қасиеттері
28 2 КҮРДЕЛІ СИГНАЛДАРДЫ
ТАЛДАУДЫҢ ЖАҢА ӘДІСТЕРІ 34
2.1 Информациялық энтропия туралы түсінік
34
2.2 Фракталдар мен мультифракталдар
36
2.3 Фракталдық өлшемділік
37
2.4 Корреляциялық өлшемділік
38
2.5 Мультфракталды спектрлік функция F(()
39
2.6 Күрделі жүйелер динамикасын айқындаудың Таккенс әдісі
41
3 НӘТИЖЕЛЕР ЖӘНЕ ОЛАРДЫ ТАЛДАУ
45
3.1 Эксперименттік мәліметтер
45
3.2 Күн белсенділігін Паккард-Таккенс әдісімен зерттеу нәтижелері
47
3.3 Күн белсінділігін рекурренттік талдау әдісімен зерттеу нәтижелері
54 ҚОРЫТЫНДЫ
61
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ
62
КІРІСПЕ
Күн атмосферасында болатын ірі ауқымды жоғары энергиялы бейстационар
процестердің жиынтығын Күн белсенділігі деп атайды. Күн белсенділігінің
табиғатын, оның уақыттағы әр түрлі өзгерістерінің себептерін айқындау
теориялық та, практикалық та тұрғыдан өзекті болып табылады. Расында да,
күн белсенділігіне көптеген ішкі және сыртқы факторлар әсер ететіндіктен,
оның динамикасы өте күрделі сипаттқа ие болғандықтан, осы күнге дейін КБ
табиғатына байланысты көптеген сұрақтар әлі шешілмей қалып отыр. Оған қоса,
күн белсенділігінің өзгермелілігі планетааралық кеңістікте, Жер
магнитсферасы мен атмосферасында, Жер беті мен қойнауында түрлі процестерді
қоздырады, мысалы, геомагнит өрісінің, ауы райы мен глобальды климаттың
ұйытқуларына әкеледі, сейсмикалық белсенділікке әсер етуі мүмкін, т.с.с.
Күн белсенділігінің күрделі уақыттағы динамикасын ескере отырып, оның
табиғаты жөніндегі жаңа және пайдалы ақпаратты уақыттық қатарларды
зерттеудің бейсызық физика әдістерін қолданып алуға болады деген қорытынды
жасауға болады.
Айтылғанға байланысты, бұл жұмысқа мынадай мақсаты қойылды: динамикалық
хаос теориясының шеңберінде дамытылған сигналдарды талдаудың жаңа әдістерін
қолданып, күн белсенділігінің уақыттағы өзгерісін динамикасын зерттеу.
Күн белсенділігінің білінулері болып табылатын барлық құбылыстар (күн
дақтары, хромосфералық жарқ етулер, протуберанецтер, т.б.) Күн қойнауындағы
магнит өрістерінің күн бетіне шығуымен байланысты болатыны жақсы белгілі.
Сондықтан бұл зерттеу WSO Wilcox Solar Observatory сайтында берілетін күн
магнит өрістерінің уақыттағы өзгерісі туралы мәлімет негізінде жүргізілді.
1. МӘСЕЛЕНІҢ ҚАЗІРГІ ЗАМАНҒЫ КҮЙІ. ЕСЕПТІ ҚОЮ
1.1 Күндегі бейстационар процесстер туралы жалпы мәліметтер
Күн атмосферасындағы Күн дақтары, факелдер, флоккулдар,
протуберанецтер, хромосфералық жарқ етулер және де сол сияқты құбылыстар КБ
— нің білінулері болып табылады. КБ — нің білінулері Күндегі бейстационар
процесстерге жатады. Олардың барлығы Күн плазмасының магниттік
қасиеттерімен тығыз байланысты. Белсенді аймақтардың көрінулері үнемі
кейбір фотосфера аймақтарындағы магнит ағындарының біртіндеп ұлғаюымен
басталады да, сәйкесінше хромосферадан кейін сутегі мен кальций
сызықтарының жарықтылығының өскені бақыланады. Осындай аймақтар флоккулдар
деп аталады. Шамамен Күн фотосферасындағы осындай аймақтан (яғни кейбір
тереңдіктерде) тағы да ақ жарықты – факелді байқауға болады. Энергия артқан
сайын, магнит өрісінің кернеулігінің бірнеше ондаған эрстедқа дейін өсуі
факел және фоккул аймақтарында көрінеді.
Белсенді аймақтардағы флоккулалар көрінгеннен 1-2 күннен кейін Күн
дағында көрінерлік кішкентай қара нүктелер – бос қуыстар пайда болады.
Олардың көбі тез арада жоғалып кетеді, тек кейбір бос қуыстар 2 - 3 күн
ішінде үлкен қара түрге айналады. Күн дағының өлшемі бірнеше ондаған мың
километрге жетеді және бөлшектің қараңғы орталығында – көлеңкелер және
талшықты ала көлеңкелер түзіледі. Дақтың негізгі маңыздылығы – оларда
көлеңке аймағының кернеулігі ең үлкен бірнеше мың эрстедке жететін күшті
магнит өрісінің бар болуы . Тұтастай алғанда хромосфералық тордың бірден
немесе бірнеше ұяшықтарын түгелімен толтыратын барлық дақтың магнит
өрістерінің күш сызықтары фотосфераға түтік арқылы кіретіндей көрінеді.
Түтіктің жоғарғы бөлігі кеңейңді де, ондағы күш сызықтары шашырайды.
Сондықтан көлеңкенің айналасында магнит өрісінің күш сызықтарына горизонтқа
жақын бағыттыр алынады. Дақтағы толық қосынды қысым магнит өрісінің
қысымымен және қоршаған фотосфераның қысымымен теңеседі , сондықтан дақтағы
газ қысымы фотосферадағы қысымнан әлде қайда аз болады. Деседе магнит өрісі
дақ ішінде кеңейген болады. Сонымен қатар магнит өрісі жоғары тереңдіктен
энергияны тасымалдайтын газдың конвективті қозғалысын жылдамдатады. Осының
әсерінен дақ аумағында температура шамамен 1000 Кельвинге кіші болады. Дақ
күн фотосферадағы салқын және магнит өрісі шырмалған шұңқыр сияқты.
Дақтардың көп бөлігі, екі үлкен даққа бөлінетін бүтін топтардан тұрады.
Үлкен емесі біреуі батысқа қарай, ал басқа кішірегі шығысқа қарай
орналасады. Олардың арасында және айналасында ұсақ дақтардың көпшілігі жиі
болады. Дақтың осындай тобы биполярлы деп аталады, себебі екі үлкен дақтың
магнит өрісінің полярлығы әрқашанда қарама – қарсы. Олар бір – бірімен
терең қабаттарда бақыланбай қалған, фотосфера астынан сүзіп алынған, аса
ірі тұзақтар түріндегі магнит өрісі күш сызықтарынаң түтіктерімен
байланысқандай көрінеді. Магнит өрісіндегі дақтардың фотосферадан шығуына
сәйкес келетін күш сызықтары солтүстік поляр, ал фотосфераға кері кіретін
күш сызықтарының аумағы оңтүстік поляр болып табылады.
КБ-нің ең күшті білінуі – ол жарық етулер. Олар хромосфера мен тәжге
салыстырмалы үлкен емес аймақта өтеді және дақ топтарының бетінде
орналасады. Жарық етудің маңыздылығы - ол күн плазымасының кенет ығысуынан
жарылыс пайда болады. Ығысу магнит өрісінің қысымы астында өтеді және бауға
немесе шиыршықталған ұзын плазмаға айналады. Оның ұзындығы он тіпті жүз
мыңдай километрді құрайды. Ерекше жарылыс кезінде, жалпы энергия санының
күшке тәуелділігі 1023 нен 1025 Дж құрайды. Жарық ету аймағының ортасындығы
1гр. заттың энергия бөлу қуаты тұтас күндегі 1гр заттың энергия бөлу
қуатынын 10 есе көп. Бұл дегеніміз, жарық етудің энергия көздерін Күннің
барлық энергия көздерінен айыруға болады. Физикалық құбылыстарда, жарық
етудің пайда болуының әлі толық зерттелмеуі олардың электромагниттік
қасиеті екені анық. Негізгі шиыршықталған жарық ету әдетте магнит өрісінің
нейтралды күш сызықтарының бойымен таралады - әр түрлі полярлы аймақтарға
бөлінуімен бағытталған. Кейбір шарттарды орнықсыздық пайда болып, магнит
өрісі нейтралды сызықтар маңына қатты жақындайды да, бір – біріне бірігіп
жойылады.
1.2 Күннің конвективті аймағындағы магниттік өрісі
Супергранулалар қарапайым гранулаларға ұқсас конвектиті табиғатқа ие,
бірақ көрінерліктей өте үлкен өлшемге (шамамен 35 000 км) ие. Фотосферада
көрініп тұратын гранулаларға қарағанда, супергранулалар бізге қозғалып келе
жатқан заттан келетін жарықтың толқын ұзындығының осі бойынша көк жағына
ығысады, ал бізден шыққан сәулелену қызыл жаққа қарай ығысуына сәйкес, өзі
Доплер эффектісі бойынша көрінеді. Сонымен қатар супергранулалар толығымен
Күннің бетін жауып тұрады және үздіксіз дамиды. Жеке супергранулалар бір
немесе екі күн өмір сүреді және өмір сүрудің өтуінің орташа жылдамдығы
шамамен секундына 0,5 км. Супрегрануланың ішіндегі плазманың конвективті
ағыны ұяшықтардың шетіне қарай магниттік өрістердің жолдарын, мұнда бұл
өріс хромосфералық торды құрайды.
1.3 Күн фотосферасындағы бейстационар процестер
Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын көреміз. Осы
гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің бейнесінен
көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын күн беті
жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың шоғыры
ретінде көрінеді. Егер Күннің бетін жақыннан қарасақ, күн гранулаларын
көреміз. Осы гранулаларды жоғары сезімталдықпен алынған, тыныш Күннің
бейнесінен көреміз. Олар толқын ұзындығы көрінерлік диапазонда бақыланатын
күн беті жіңішке қара сызықшалармен қоршалып тұратын жарық аймақтардың
шоғыры ретінде көрінеді. Олардың өлшемдері әртүрлі және орташа алғанда ≈
700 км. Оған қоса, осы суретті жақсылап қарағанда қара контурларда көптеген
жарық нүктелер табылған. Осы жарық нүктелердің пайда болып, жойылуы Күннің
магниттік циклына тәуелді. Олар Күннің бетінде әрқашанда бар және күн
дақтарымен байланысты емес. Алайда жарық нүктелер магниттік өрістердің
өскен тығыздығының аймақтары болып шықты. Және де осы нүктелердің жарық
болуы магниттік өрістің қысымынан фотосфера қабатының астында ыстығырақ
және тереңірек қабаттардың бар болуымен түсіндіріледі.Күн экваторынан
шамамен ± 30 алшақ аймақта, грануляцияның тыныш қалпынан басқа, күн
дақтары мен факел бақыланады.
1.1 сурет - Күннің бетіндегі фотосфера қабатындағы күн гранулалары
Күн дағы бізге Күндегі бейстационар процесстердің көрінерліктей үлгісін
береді. Ең алдымен ол олардың қарқынды дамуы. Басқа жағдайда фотосфераның
“таза” жерінде үлкен дақтың немесе дақтардың үлкен тобы пайда болуына екі -
үш күн ғана қажет болады. Ереже бойынша олардың дамуы баяу жүреді және
үлкен топтар максимумға 2 – 3 аптадан кейін жетеді. Кішкентай дақтар мен
топтар апта бойына пайда болып және жойылып кетеді, ал сол уақытта үлкен
дақтар бірнеше айлар бойы бар болады. Бір дақ белгілі, ол 1,5 жыл бар
болған. Жартылай көлеңкесі әлі кішкентай дақ пайда болған кезінде онда ары
қарай талшықты түрге енетін фотосфералық грануляция Ганский, Тиссен)
көрінеді; талшықтар гранулаларға қарағанда тұрақтырақ. Дұрыс пішінді
дөңгелек дақ күн шетіне қарай жақындағанда, ол бізбен проекцияда бақыланады
және оның ендігі күн дискісінің радиусына бағыттас қатты кеміген (
пропорционал; 8 суретті қараңыз). Сол кезде жиі Вильсон эффектісі деп
аталатын бақыланады, ол диск шетіне қарай дақтың жартылай көлеңкесі жақсы
көрінуімен және диск центріне қарай қаратылған жағынан күшті қысқартылуымен
түсіндіріледі. Осындай құбылыс күндағының күн дағының конустық жиырылатын
қабырғларымен аса ірі тереңдеуіне геометриялық үйлесіміне рұқсат етеді.
Бірақ осы жағдай барлық дақтардан табылмайды. Негізінде дақтар тобы
гелиографиялық бойлық (кейбір жағдайларда - 20° дейін және көп) бойынша
созылған. Мұнымен бірге күн дағының тобында жиі Күн бетінде аз ғана өзгеше
жылдамдыққа ие бөлек жартылай көлеңкелі екі өте үлкен ірі дақтар
бақыланады. Шығыс дақты жетекші, ал батыс дағын келесі(артынан жүруші) деп
атайды. Жиі осындай қос құралуға бейім бөлек дақтарда бақыланады, көп
кішкене дақ – серіктері бар топтарда құралмайды. Дақтың әр түрлі
орындарында және оған дейінгі әр түрлі көру бұрышында әр түрлі спектральды
сызықтар бойынша сәуле жылдамдықтарын бақылау дақтың жартылай көлеңкесінде
күшті (3 кмс) қозғалыстардың бар екенін – оның тереңірек бөліктерінде
заттың жайылуын және заттың үлкен биіктікпен ішіне ағылуын көрсетеді.
Соңғысы спектрогелиограммада сәулесінде дақтардың үстінде білінген
қатты жел құрылымымен дәлелденеді. Осы желдердің бағыты Күннің солтүстік
және оңтүтік жартышарларында қарама қарсы және жалғыз дақтарда Кориолис
күші қалай ауытқытатына қарай сәйкестендіріліп заттың ағытылуын көрсетеді.
Әдетінше жартылай көлеңкенің сыртқы жағында жүйелі қозғалыс та
бақыланбайды.
Жоғарыда айтып кеткеніміздей, күн дақтары күшті магниттік өрістеріне
ие. Кернеулігі 1000 – 2000 Э қалыпты болып табылады, ал бір топта 1942
жылдың ақпаннының аяғында кернеулігі 5100 Э өлшенді. Дақтың ішіндегі
магниттік өрістің бағытын және кернеулігін толық зерттегенде дақтың
центрінде магниттік күштік сызықтар дақтың осі бойынша (жоғары немесе
төмен) жүретінін, ал дақтың шетіне қарай жақындауынан олардың нормальдан
бетке қарай ауытқитынын, жартылай көлеңкенің шетіне қарай 90° жақын,
көрсетті. Сол кезде магниттік өрістің кернеулігі максимумнан нөлге жуық
түсіп кетеді.
Дақтың өлшемі үлкен болған сайын, әдеттегінше оның мгинтті өрісі де
күштірек, бірақ ірі дақ максималды өлшемдеріне жеткеннен кейін кішірейе
бастайды, оның магниттік өрісінің кернеулігі өзгеріссіз қалады, ал ал толық
магниттік ағын дақтың ауданына пропорционал кемиді. Оны былай түсіндіреміз,
дақ беттң астында ұзақ уақыт бар болатын агниттік өрісті тек қана сыртқа
шығаруға себепші болатындай. Айтылған сөздер сонымен қатар магниттік өріс
дақ жоқ болып кетсе де жоқ болып кетпейді, бірақ ол дақтың болған аймағында
бола береді және тура сол аймақта қайта пайда болған дақта қайтадан
күшейеді. Мұнда перманентті факелдық өрістрдің болуы, сол жерде тұрақты
белсенді аймақтар бар екенін көрсетеді.
Екі үлкен дақты топтарда бастапқы және келесі (артынан жүріп отырушы)
дақтар қарама қарсы магниттік полярлыққа ие, осындай топтарды униполярлы
топтарға қарама қарсы, оған жалғыз дақтарды жатқызады, биполярлы деп атауға
болады. Дақтарда минус немесе плюс полярлықтары ретсіз араласып кеткен
күрделі топтар да болады. Күн дамуының әрбір циклында дақтың бастапқының
және келесінің полярлықтары солтүстік және оңтүстік жартышарларда бір
біріне қарама қарсы. Егер Күннің солтүстік жартышарында бастапқы дақтың
полярлығы солтүстік (N), ал келесінікі – оңтүстік (S) болса, онда сол
уақытта оңтүстік жартышардың батапқы дағының полярлығы - S, ал келсінікі -
N болады. Мынадай сирек дақтарда, экватормен қиылысатын, солтүстік және
оңтүстік жартышарларда полярлығы қарама қарсы. Бірақ күн қызметі циклінің
аяқталуымен, оның минимумы басталған кезінде, әрбір жартышарда биполярлы
топтағы дақтарда магниттік өрістіліктің таралуы қарама қарсы бағытта өткен
циклда болғанына өзгереді. Осы маңызды шындық Хэйл өзінің қызметкерлерімен
1913 жылы орнатты.
Дегенмен Күннің жергілікті магниттік өрістері өте күшті болады, оның
жалпы магниттік өрісі өте әлсіз және күн өрістерінің минимумды жылдарында
ғана жергілікті өрістерде әрең көрінеді. Одан басқа, ол өзгереді. 1953 –
1957 жылдарында оның кернеулігі 1 Гс индукциялы дипольға сәйкес, белгісі
Жер магниттік өрісінің белгісіне қарама қарсы болған, ал дипольдің осі
айналу осімен ұқсас болған. 1957 жылы өрістің белгісі Күннің оңтүстік
полярлы облыстарында кері өзгерді, 1958 жылдың соңында – солтүстікте. Соңғы
рет өрістің белгісінің өзгеруі 1970 – 1971 жж.бақыланған.
Күн белсенділігінің циклының аяқталуымен, дақтардың магниттік
полярлығының ауысуы циклдың бітуінің бір ғана көрінісі болып табылмайды.
Күн дақтары экватордан алыс қашықтықта сирек құрылады. Олардың аймақтары
оңтүстік және солтүстік жартышарлардың гелиографиялық ендіктерінде 1 - 2° -
тан 30° дейін аралығында құрылады. Экватордың өзінде және 30° жоғары
ендіктерде сирек кездеседі. Бірақ осы айтылғандардан, оның уақыт өткен
сайын өзгеруінде ерекшеліктер бар: жаңа циклдың (минимумнан кейін) алғашқы
дақтары экватордан алыс қашықтықта ( мысалы, = +45° тең дақ 1914
жылдың 15 наурызы, = - 43° 1943 тең дақ жылдың 17 мамыры және =
+48° тең дақ 1954 жылдың 11 қазаны тіркеелді) пайда болады, ал сол уақытта
біткен циклдың соңғы дақтары экватордың маңында бақыланады. Циклдың орта
уақытысында оның максимумына жақын барлық гелиографиялық ендіктер - 45° тан
+ 45° аралығында (+ 50° ендікті дақтар тобы белгілі, ол күн белсенділігінің
максимумы кезінде 1957 жылы маусымында бақыланған ), негізі 5 пен 20°
аралығында дақтарды кездестіруге болады. Сонымен, күн белсенділігінің 11 –
жылдық циклі уақытысында даму кезінде дақтардың орташа гелиографиялық
ендіктері үздіксіз кішірейеді, және жаңа дақтар экваторға жақын маңда пайда
болады (39 сурет). Осы заңдылық ең алғаш 1858 жылы Кэррингтонмен ашылған
және кейде оны Шперер заңы деп атайды (дегенмен соңғысы оны он жылдан кейін
ашқан).
Сонымен, егер период деп барлық қасиеттер уақыт өткен сайын өзгеретін
және бастапқы күйге қайтып келетін уақыт аралығын түсінсек, онда күн
қызметінің шын периоды 11 жыл емес, ал 22 жыл. Қызық, цикл бойынша максимум
биіктіктерінің өзгеріп отыруы да 22 – жылдық периодтылықты делелдеді. Күн
қызметінің 80 – жылдық циклы да белгіленіп отыр. Кейбір ішкі себептерге
байланысты күн белсенділігі кең аралықта өзіне тән жүз жылдық уақытта
өзгереді. Сонымен, 1645 және 1715 жылдар аралығында Күнде дақтар көп
болмаған, ал дақтар тобы тек бір рет қана пайда болған. Оны Маундер
минимумы деп атайды. Басқа минимум, Шперер минимумы, 1410 мен 1510 жылдар
аралығында бақыланған. Керісінше, 1120 және 1280 жылдар аралығында
ортағасырлық максимумы қазір бізде болып жатқандай, өте энергиялы болған.
Сипатталған түрлендірмелер Англияда орташа жылдық температурасы 1°
аралығында тербеліп тұрды.
Күндегі бейстационар процесстердің бірі болып дақтардан кейін факел
болып табылады. Күн факелдары деп күн дақтарының қоршап тұрған жарық
өрістерді айтады. Шындығына келгенде факелдар жалпы құрылу фонмен
салыстырғанда жарығырақ болып көрінеді және олар Күн бетінің көрінерлік
жағының көп бөлігін ала алады.
Факелдардың құрылымы өте күрделі. Ол көп санды жолдардан, жарық
түйіншектерден, нүктелерден, басқаша сөзбен айтқанда әрбіреуінің өлшемі
30000 км дейін құрылған факелдық гранулалардан тұрады.
Күн факелдары Күннің магниттік өрісінің белсенді аймақтарында құрылады.
Табиғаттағы барлық процесстер сияқты, факелдар да жайдан жай пайда
болмайды. Олардың пайда болуы магниттік өрістің бір қасиеттерімен
түсіндіріледі, нақтырақ айтсақ: магниттік өрістің заттың қозғалысына
кедергі болатын уақытысы ол күштік сызықтарға көлденең жүретін болса. Егер
магниттік өрістің энергиясы өте жоғары болса, онда заттың қозғалысы тек
қана күштік сызықтардың маңайында ғана жүретін болады. Немесе факелдық
аймақтағы әлсіз магниттік өріс өте қуатты конвективті қозғалыстарды
тоқтатуға күші жетпейді, бірақ олар реттеліп қозғала бастайды. Айта кету
керек, ретсіз қозғалыстар вертикальды жазықтықта да және горизонтальды
жазықтықта да болады. Соңғылары конвекцияның бөлек бөлшектерінің арасында
үйкелістің пайда болуына алып келеді, ал содан кейін факел аймағында
кернеулігі басқа облыстарға қарағанда өте көпке аз магниттік өрістермен
тежеледі. Осы жағдай газдарға жоғарырақ көтерілуге және өте үлкен энергия
ағынын тасымалдауға мүмкіндік береді. Сонымен әлсіз магниттік өрістің
әсерінен конвекция үдегенде факелдар пайда болады.
Центрге жақын факелдар негізінде көрінбейді, бірақ күн дискінің
лимбасында олар өте жақсы көрінеді. Бұл ерекшелік фотосфераның кейбір
деңгейлерінде факелдардың температурасы басқа аймақтарда орналасқан көрші
факелдардан 200 – 300 К жоғары екенін көрсетеді. Ал қоршаған ортаның
температурасымен салыстырғанда факелдардың температурасы шамамен 2000 К
жоғары. Біздің білуімізше факелдар факелдық өрістерде қосылады (бірігеді).
Сонымен, қорытынды жасасақ факелдарда күн дағының болуы өте керек емес. Күн
факелының өмір сүру уақытысы 3 – 4 айды құрайды. Күн дақтарының саны сияқты
факелдардың саны күн белсенділігі деп аталатын сипатқа әсер етеді.
1.4 Күннің хромосферасындағы бейстационар процесстер
Күн атмосферасының беткі қабатының сәулеленуі фотосфералыққа қарағанда
10 мың есе әлсіз. Ішкі атмосфераның Күн дискасына проекциясын зерттеу –
хромосфера мен күн тәжінің мөлдірлігіне негізделген, себебі кейбір
спектрлік сызықтар (сутегі Нa, Н және К иондар CaII т.б.) қатарын бақылап,
олардың фотосферадан жоғарғы аймақта – хромосферада түзілетінін көруге
болады. Сызықтардың интенсивтілігіне қарап күн бетінен 1500км
тереңдікте, тығыз газ сызықтарына сәйкес мейлінше жарық аймақты, ал кейбір
жерде бейтарап газдың жарық сызықтарына сәйкес келетін аймақты-
хромосфералық спикуланы бақылауға болады. Спикуланың диаметрі ~ 1000 км,
өмір сүру уақыты шамамен бірнеше минут. Спикулалардың түзілу механизмі
фотосферадағы магнит өрісінің [3,4] күрделі құрылымына байланысты.
Талшықтардың бойында хромосфера жарығы өзгереді: белсенді облыстарда
спикула саны көбейіп, сәулелену артады.
1.5 Күндегі жарқ етулер
Күндегі жарқ етулер – күн белсенділігі білінулерінің арасынан ең қуатты
көрінетін, Күн атмосферасындағы бейстационар процесс. Күндегі үлкен жарқ
етулердің 103 с уақытта энергия бөлуі (1 - 3) · 1032 эрг жетеді, ол орташа
қуаты (1 - 3) · 1029 эрг · с-1 сәйкес келеді. Уақыттың бөлек мезеттерінде
энергия бөлуі көрсетілген міндерден бірнеше есе асуы мүмкін. Жарқ етудің
энергиясының бастапқы бөлігі плазманың тасталынуы, қатты электромагниттік
сәулеленудің бөлшектерінің өте үлкен энергияларына дейін үдетілген ағынның
1000 км · с-1 дейінгі жылдамдықпен күн тәжінде және планетааралық
кеңістікте қозғалатын түрінде бөлінеді. Қуатты жарқ ету екі жарқ ету
түрінде (1 сурет) үлкен ауданды алып жатқан (кейде Күннің көрінерлік
жартышарының 10-3 ауданына дейін) хромосфералық сызық жарығында, Күн
хромосферасының жарықтылығының үлкеюі ретінде бақыланады. Біздің
білуімізше, осы қарама қарсы полярлықты магниттік өріс аймағында
орналасқан. Күндегі жарқ етулер, егер де онда жүретін басты процессі
хромосфералық құбылыс емес, тәждік түрінде болады. Ол жарқ етудің
рентгендік және УК – сәулеленуінен ( 90 % толық сәулеленуі) шығады.
Оптикалық сәулелену жарқ етудің қойнауынан алыс жерінен екінші эффект
ретінде пайда болуы мүмкін, көбінесе рентгендік және УК - басында. Осы жарқ
етудің энергия көзінің бақыланатын бөлігі болып табылады.
Магниттік ағындар екі тұратын, шектелген бетпен бөлінген. Осы әрбіреуі
фотосферада тұйық шектелген сызыққа. Кеңістікте шектелген күштік
бағыттарымен (қалың сызық) қиылысады және кеңістікті төрт аймаққа, ал оған
сәйкес магниттік өріс төрт тәуелсіз ағынға бөлінеді. Ол фотосферада
және нүктелерінде түседі. Штрихпунктирмен фотосфералық магниттік
өрістің нейтралды сызығы белгіленген. Бақылау мәліметтеріне сүйенетін
теориялық модельдер, басты жарқ ету процессі жоғарғы хромосферада және
тәждің төменгі жағында тәуелсіз магниттік энергияның жиналуымен
түсіндіріледі деген тұжырымның дұрыс жасалғанын растайды.
Тәуелсіз деп мұнда фотосферада шығатын көздері бір, потенциялдық өріс
энергиясымен салыстыру бойынша артық, магниттік энергия түсіндіріледі.
1.2 сурет - сутегі сызығында екі сызық түрінде бақыланатын, Күн
жарқ етуі. Штрихті сызықпен фотосфералық магниттік өрістің нейтралды сызығы
белгіленген
1.3 сурет - Қарама қарсы полярлықты төрт дақ үшін магниттік өрістің
моделі
Осындай артық қалуының пайда болуы әр түрлі жолдармен жүзеге асуы
мүмкін. Олардың біреуі мысалы осындай. Фотосфераның астында көздердің
(токтың) баяу қозғалуы Күн атмосферасында магниттік өрісті үздіксіз
өзгертіп отырады. Кейбір мезеттерде ол айтарлықтай күрделі – құрамында
шекті күштік сызық деп аталатын болуы мүмкін (1.3 сурет). Осы сызық –
өрістің маңызды топологиялық ерекшелігі, өйткені, ол өзара әсер ететін
магниттік ағындар үшін ортақ деп саналады. Шекті сызық арқылы магниттік
ағынның қайта таралуы жүреді, ол магниттік өрістің фотосферада оның
көздерін өзгерткен кезінде потенциалды болып қалуы үшін қажет. Жоғарғы
өткізгіштілікке ие, күн плазмасы болғанда шекті бағыт магниттік өрістің
нөлдік бағыты, екі өлшемді модельдер шегінде тәжірибелік және теориялық
әдістермен жақсы зерттелген, сияқты болып қалады (1.4 сурет). Осындай
бағыттың пайда болу мезетінен магниттік өрістің өзгеруімен индуцирленетін,
электрлік өріс оның бойында токты пайда болдырады. Соңғысы магниттік
өріспен әсерлесуінен токтық қабат пішініне енеді. Жоғары өткізгіштілік
шартында токтық қабат магниттік өрістің қайта таралуына кедергі жасайды.
Нәтижесінде Күн атмосферсында токтық қабаттың магниттік энергиясы түрінде
энергияның жиналуы болады.
1.4 сурет - Магниттік өрістің нөлдік бағытында токтық қабаттың құралуы:
а – бейненің жазықтығына перпендикуляр (Е – нөлдік бағыт маңына бағытталған
электрлік өріс), - түрді нөлдік бағыт маңында магниттік өрістің
күштік бағыттары; б – нөлдік бағытта құрылатын, токтық қабат
Токтық қабаттың үш даму кезеңіне С. И. Сыроватский моделі шегінде
Күндегі жарқ етуінің үш фазасына сәйкестендіруге болады.
Бастапқы фаза – токтық қабаттың пайда болу және құралуының салыстырмалы
ұзақ (сағат немесе ондық сағаттар) кезеңі. Осы кезеңде қабатта плазманың
джоульдік ысытылуы токтан басым болады. Негізінде, осы кезеңде процесс
жақсы жүреді.
Сонымен, жарқ етудің энергиясының көзі – токтық қабат – тәжде магниттік
өрістің шекті күштік бағыттары орналасқан. Жылудың және үдетілген
бөлшектердің ағыны магниттік күштік бағыттар маңында таралады және
фотосфералық магниттік өріске нейтралды бағыттардан әр түрлі жаққа
хромосфераның ысытылуы пайда болады. Сөйтіп, хромосфералық сызықта
бақыланатын жарқ ету иірілуі құрылады (1.2 сурет). Нейтралды сызықтың өзі
қаралау болып қалады, өйткені, энергия ағыны оған түспейді (ол негізінде
әрқашан токтық қабатпен күштік бағытпен байланысты емес).
Токтық қабатта энергия бөлінудің бірнеше каналының – плазманың
гидродинамикалық өтуі, жылу, сәулелену, үдетілген бөлшектер – Күн бетінде
Күндегі жарқ етулермен пайда болатын көп әр түрлі құрылымды физикалық
процесстерді, мысалы мынадай жылулық және соқтығысу толқындары, үдетілген
электрондардың радио – және қатты рентгендік сәулелену, ядролық реакция
және олармен – сәулелену, анықтайды.
Күндегі жарқ етулерді зерттеудің тәжірибелік мәні бар, өйткені, олар
радиобайланыстың, радионавигациялы құралдардың жұмысын және т.б. байланысын
үзіп, ионосфераға үлкен зиянды әсерін тигізеді. Күндегі жарқ етулер жер
айналасындағы ғарыштық кеңістікке айтарлықтай әсер етеді. ғарыштық
ұшулармен байланысты жарқ етулердің иондалған сәулеленуінен космонавттарды
және мүмкін радиациялық қауіптің қорғау мақсаты тұрды. Соңында, Күннің жарқ
ету белсенділігінің ауа райына және Жердің биосферасының күйіне әсер ету
дәлелдемелері бар.
1.6 Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері
Күн желі – ол, Күннің магниттік өрісінің күштік бағыттарын алып жүретін
және Жердің магнитосферасын айнала қоршаған зарядталған бөлшектердің ағыны
(плазманың).
1957 жылы Чикаго университетінің профессоры Е. Паркер “күн желі”
атауына ие болған құбылысты теориялық түрде дәлелдеген. Осы болжамдарды
К. И. Грингауз тобымен советтік ғарыштық аппараттарда Луна - 2 және Луна
- 3 орнатылған құралдардың көмегімен тәжірибелердің дәлелденуіне екі жыл
қажет болды. Осы құбылыстың қызықтылығы неде жатыр екен ?
Күн желі – ол Күннен үдетіліп қозғалатын электрондардың және
протондардың (квазинейтрал шарты) шамамен бірдей тығыздықта болатын әдетте
толық иондалған сутегі плазмасы деп аталатын, толық иондалған сутегі
газының ағыны. Жер орбитасының маңында (бір астрономиялық бірлікте немесе
Күннен 1АЕ - ге) протондардың температурасы 100000 К және
электрондардың бірнеше үлкен температурасы (индекс Е мұнда және одан
кейін де Жер орбитасына қатысты болады) кезінде оның жылдамдығы
400 – 500 км сек орташа мәніне жетеді. Осындай температураға жеткен
кезінде жылдамдық дыбыс жылдамдығынан 1 АЕ басымырақ келеді, өйткені Жер
орбитасының маңында күн желінің ағыны аса дыбысты (немесе гипердыбысты)
болып табылады. Өлшенген протондардың концентрациясы айтарлықтай аз және
бірлік сантиметр кубта 10 – 20 бөлшектер шамасын құрайды.
Протондар мен электорондардан басқа, планетааралық ғарыштық кеңістікте
альфа – бөлшектер (протондар концентрациясынан бірнеше процентке), ауырырақ
бөлшектердің аз ғана саны, сонымен қатар планетааралық магниттік өріс, Жер
орбитасында оның индукциясының орташа шамасы бірнеше гамма болып шықты (lg
= 10-5 гаусс) табылған.
Ұзақ уақыт бойы барлық жұлдыздардың атмосферасы гидростатикалық тепе
теңдік күйінде болады деп есептелген, яғни берілген жұлдыздың гравитациялық
тарту күші қысым градиентімен байланысқан күшпен теңеседі деген (жұлдыздың
атмосферасында қысымның жұлдыз центрінен r қашықтыққа өзгерісі).
Математикалық түрде осы тепе теңдік қарапайым дифференциалды теңдеу түрінде
өрнектеледі,
(1.1)
Мұнда G – гравитациялық тұрақты, M* – жұлдыздың массасы, p және r –
қысым және жұлдыздан бірнеше r қашықтықтағы массалық тығыздық. Күй
теңдеуінен массалық тығыздықты идеал газ үшін өрнектесек
р = rRT (1.2)
қысымды, температураны және алынған теңдеуді интегралдап, барометрлік
формула деп аталатын және жеке жағдайда температурадан Т тұрақты өрнекті
аламыз (R – газдық тұрақты), ол мынадай түрге келеді
(1.3)
Мұнда p0 – жұлдыз атмосферасы басталған жерінде қысымды көрсетеді (r =
r0 болғанда). Өйткені Паркердің жұмысына дейін күн атмосферасы басқа
жұлдыздардың атмосферасына ұқсас гидростатикалық тепе теңдік күйінде болады
деп есептеліп жүрген, және оның да күйі жоғарыдағыдай формулалармен
анықталған. Температураның шамамен Күннің бетінде 10 000 К – нан күн
тәжінде 1 000 000 К дейін тез өсу құбылысының толық шешілмеуін және __
ескеріп, С.Чепмен Күн жүйесін қоршаған бөлек жұлдызаралық ортаға баяу
өтетін сттикалық күн тәжінің теориясын дамытты. Бұдан шығатыны, С.Чепменнің
көрсетуіне сәйкес, Күн айналасында айналатын Жер статикалық күн тәжіне
сәйкес . Ұзақ уақыт бойы осы көзқарасқа көптеген астрофизиктер
қанағаттанбаған.
Қабылданған шешімдерге қатысты қарама қарсы шешімдерді Паркер көрсетті.
Ол барометрлік формуладан шығатын қысым шексіздікте ( r Ґ кезінде) сол
кезде бөлек жұлдызаралық орта үшін қабылданған, қысым 10 есе шамасы бойынша
асатынына көңіл аударған. Осы модельді Е.Паркер бір жақты ету үшін күн тәжі
гидростатикалық тепе теңдікте болу мүмкін емес, ал керісінше Күнді қоршап
тұрған планетааралық кеңістікке үздіксіз өсу керек, яғни, күн тәжінің
радиалды жылдамдығы V нөлге тең емес деген тұжырымын ұсынды. Сонымен қатар
гидростатикалық тепе теңдік теңдеуінің орнына қозғалыс түрін сипаттайтын
гидродинамикалық теңдеуін пайдаланда, мұндағы МЕ – Күннің массасы.
(1.4)
Күннен қашықтық функциясы ретінде температураның Т берілген қашықтыққа
таралуы кезінде барометрлік формуланы қысым үшін және массаның сақталу
теңдеуін шешу үшін пайдаланып, мына түрге келтіреміз
Мұны күн желі ретінде қабылдауға болады және бөлек жұлдызаралық ортада
осы шешімнің дыбысқа дейіннен ( r r* кезінде ) аса жоғары дыбысқа ( r
r* кезінде) дейін өту көмегімен р қысымды келтіруге болады, міне осы шешім,
күн желі деп аталған табиғатта жүзеге асады.
Планетааралық ғарыштық кеңістікке шыққан, алғашқы ғарыштық аппараттарда
жүргізілген бірінші планетаралық плазма параметрлерін тікелей өлшегенде аса
жоғары күн желінің болуы туралы Паркермен ұсынған идеясының екендігін
көрсетті, оған қоса Жер орбитасының маңында күн желінің жылдамдығы дыбыс
жылдамдығынан өте көпке асатынын көрсетті. Содан бері Чепменның күн
атмосферасның гидростатикалық тепе теңдігі туралы тұжырымдардың қате
екеніне көз жеткізді, ал күн тәжі планетааралық ғарыштық кеңістікке аса
жоғары дыбысты жылдмдықпен үздіксіз үлкейіп жатыр. Одан кейін
астрономиялық бақылаулар көптеген басқа жұлдыздар да күн желіне ұқсас
жұлдыз желіне ие екенін көрсетті.
Күн желі сфералық – симметриялы гидродинамикалық үлгі негізінде
тұжырымдалғанына қарамастан, құбылыстың өзі өте күрделі болып шықты.
Ұзақ уақыт бойы күн желі сфералық – симметриялы, яғни, күн ендігі мен
бойлығына тәуелсіз деп есептелген. Өйткені 1990 жылға дейінгі аппараттар,
Улисс (Ulysses) ғарыштық аппараттары ұшырылған кезінде, негізінде,
эклиптика жазықтығында ұшқан, және осындай ғарыштық аппараттардың өлшеуі
күн желінің параметрлерінің тек қана осы жазықтықта таралуын берген. Комета
соңының ауытқуы бойынша жүргізілген бақылаулардың есептеулері күн желінің
күн ендігіне шамамен алғанда жуықтау тәуелсіз екенін көрсетті, бірақ,
кометаларды бақылаудын жасалынған осы қорытындылар осы бақылауларды
түсіндіру қиындығынан айтарлықтай сенімді болған жоқ. Дегенмен, күн желі
параметрлерінің бойлыққа тәуелділігі ғарыштық аппараттарда орнатылған
құралдармен өлшенген, алайда ол не маңызды емес болды және күн шығу
тегіндегі магниттік өріспен немесе Күндегі қысқа уақытты бейстационар
процесстермен байланыстырылды (негізінде, күн жарқ етулерімен).
Эклиптика жазықтығында плазманың және магниттік өрістің парамерлерін
өлшеу планетааралық кеңістікте әр түрлі параметрлі күн желінің және
магниттік өрістің әр түрлі бағытымен секторлық құрылым деп аталатын болуы
мүмкін екенін көрсетті. Осындай құрылымдар Күнмен бірге айналады және
олардың күн атмосферасында ұқсас құрылымдардың, олардың параметрлері былай
айтқанда күн бойлығына тәуелді, нәтижесі болып табылатынын ашықтан ашық
көрсетіп тұр. Сапалы төрт секторлы құрылым 1 суретте көрсетілген.
Осы кезде жер телескоптары Күн бетінде жалпы магниттік өрісті тапқан.
Оның орташа шамасы 1 Гс тең, дегенмен бөлек фотосфералық құрылуларда,
мысалы, күн дақтарындағы магниттік өрістер шамасынан бірнеше ретке үлкен
болуы мүмкін. Плазма электрді жақсы өткізгіш болғандықтан, онда күн
магниттік өрістері және пондеромоторлық күштердің пайда
болуынан қалай болса да күн желімен әсерлеседі. Осы күш радиалды бағытта
аз, яғни ол күн желінің радиалды құраушыларына әсер етпейді, бірақ оның
радиалды бағытқа перпендикулярлы проекциясы күн желінде жылдамдықтың
тангенциалды құраушыларының пайда болуына алып келеді. Дегенмен осы құраушы
радиалдыдан екі есеге кіші, ол Күннен қозғалыс мөлшерінің мезетін шығаруда
маңызды рөль атқарады. Астрофизиктер, соңғы жағдай Күннің ғана емес және
жұлдыз желі табылған, жұлдыздардың да дамуында маңызды рөль атқаруы мүмкін
деп тұжырымдайды. Ақырғы спектральды классындағы жұлдыздардың бұрыштық
жылдамдығының тез кішіреюін түсіндіру үшін олардың айналасында құрылатын
айналмалы моменттің планеталарға беріледі деген гипотеза шығарылған.
Магниттік өріс болғанда Күннен плазманың жүруі жолымен оның бұрыштық
моментінің жоғалу механизмін қарастырылғанда осы гипотезаның қайта
қарастырылуын қажет етеді.
Орташа магинттік өрісті тек қана Жер орбитасының маңында ғана емес және
үлкен геоцентрлік қашықтықта (мысалы, Вояджер 1 және 2 және Пионер 10
және 11 ғарыштық аппараттарда) өлшеуі Паркермен алынған Күн экваторының
жазықтығымен шамамен сәйкес келетін эклиптика жазықтығында оның шамасы мен
бағыты төмендегідей формуламен жақсы өрнектеледі
(1.5)
(1.6)
Архимедтың паркерлік спиральы деп аталатын осы формулаларда Br, Bj
шамалары – магниттік индукция векторының радиалды және азимуталды
құраушылары, оған сәйкес W – Күн айналысының бұрыштық жылдамдығы, V –күн
желінің радиалды құраушысы, индекс 0 магниттік өрістің шамасы белгілі,
күн тәжіндегі нүктеге қатысты.
Европалық ғарыштық агентствомен 1990 жылдың қазанында Улисс ғарыштық
аппаратын жіберген, оның траекториясы қазіргі уақытта эклиптика жазықтығына
перпендикуляр жазықтықта Күннің айналасында айналатындай қылып есептелген,
күн желі сфералық симметриялы деген түсінікті мүлдем өзгертіп жіберді. 1.2
суретте, Улисс аппаратында өлшенген радиалды жылдамдығының және күн
ендігі функциясы ретінде күн желінің протондарының тығыздығының таралуы
көрсетілген.
Жер орбитасының борттарында және орбитасы жоғары аппогейлі басқа да
ғарыштық аппараттарында орындалған бақылаулар көрсеткеніндей, планетааралық
төтенше кеңістіктік белсенді ортамен толтырылған – күн желінің плазмасымен.
Күн желі Күн атмосферасының жоғарғы қабаттарында туады, және оның негізгі
параметрлері күн атмосферасының сйкес параметрлерімен анықталады. Бірақ Жер
орбитасына жақын күн желінің сипаттары мен Күн атмосферасындағы физикалық
құбылыстары арасындағы байланыс айтарлықтай күрделі және одан басқа күн
белсенділігінің деңгейіненен және Күндегі нақты жағдайға тәуелді өзгереді.
Сондықтан қарапайымырақ сипаттау үшін Жер орбитасына жақын бақыланатын күн
желі бірінші рет жақындағанда үш тәуелсіз құраушылардан тұрады деп
есептейді, олар:
1) Тыныш күн желі – күн плазманың әр уақытта бар ағыны, ол барлық
планетааралық кеңістікті гелиосфера шегіне дейін (50 – 200 а.е.)
толтырады;
2) Күн плазмасының квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағындары
рекурентті геомагнитті жауапты;
3) Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар – құрылу құрылымы бойынша аз
уақытты, аса біртексіз және күрделі, спорадикалы магнитосфералы
жауапты.
Осы тізбектен, күн желі құраушыларының көрсетілген морфологиялық
сипаттамаларын және құрылу механизмін қарастырамыз.
Тыныш күн желі. Қазіргі заманғы көріністерге сәйкес, Күн қойнауындағы
энергия ядролық синтез процессі кезінде қалыптасады:
1H + 1H 2D + e+ + + 1,44 МеВ,
2D + 1H 3He + γ + 5,49 МеВ,
3He + 3He 4He + 1H + 1H + 12,85 МеВ,
(1.7)
Мұндағы e+ позитронның белгісі, - нейтрино және γ - γ-квант көрсетіп
тұр. Атап өтілген процесстердің нәтижесінде 1,0078 г сутегі 1,0000 г
гелииға өтеді, ал қалған масса бөлшектердің кинетикалық энергиясына және
радиация энергиясына айналады. Протон – протондық реакция жүрісінде
энергияның бөліну жылдамдығы төмендегідей көрсетілген
эргс (1.8)
мұндағы ρ – күн затының тығыздығы, X – ондағы сутегі ядросының
салыстырмалы мөлшері және T - температура. Назар аудара, заттың тығыздығы
және оның температурасы Күн центріне қарай жоғарылайды, күн энергиясының
шамамен 99% , Re = 0.25 R☼ радиусты Күн ядросында генерацияланады деп
айтуға болады.
Күн типіндегі жұлдыздарда жылу өткізгіштік мағызды емес екені белгілі,
сондықтан Күн қойнауында көбейтілген энергия негізінде радиациялық
тасымалдану жолымен оның бетіне өтеді, яғни оның жұтылуында және келесі
қайта ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz