Күннің рентген сәулеленуін зерттеу этаптары

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 7 бет
Таңдаулыға:

Күннің рентген сәулеленуін зерттеу этаптары

Әлем туралы жаңа ақпаратты білімнің көзі ретінде рентген диапазонының ролін астрофизиктер бұрын мойындаған. Тура бақылаулар жүргізілместен бұрын қатты рентген сәулеленуін ионосфераның D қабатының ионизация дәрежесін өлшеу арқылы табылған болатын. Жер атмосферасы ультракүлгін, рентген және гамма-сәулелері бар Күннің электро магниттік сәулелену спектрінің қысқа толқынды аймағын жұтады. Жақын ультракүлгіннен басқаларының бәрін тек арнайы аспаптармен жабдықталған спутниктерден және ракеталардан ғана бақылауға болады. Сондықтан рентген астрономиясы атмосферадан тыс әдістердің пайда болуымен бірден интенсивті дами бастады [2] .

Әуе шарларында орнатылған қарапайым сцинтилляциялық санағыштар, яғни регистраторлардың көмегімен АҚШ-та 50-ші жылдардың аяғында Дж. Уинклер және Л. Петерсондар тобымен алғаш рет Күннің рентген ағынына тура өлшеулер жүргізілді, нәтижесінде өте кең диапазонда Күннің барлық сәулеленуін өлшеген осындай регистраторлар ракеталарда және спутниктерде орнатылды. Кеңістіктік және спектірлік нақтылыққа ие және ракеталардың бортында жеткілікті күрделі және жоғары технологиялы телескоптарды алып жүруге қабілетті өте қуатты ракеталар және космостық станциялар құрылған кезде ғана рентген астрономиясы нақты дами бастады.

Күн физикасының аймағында бірінші бетбұрыс Күндік рентген телескобымен жабдықталған американдық орбиталық станция ‘Skylab’- тың 1973 жылы жіберілуіне байланысты. Бақылауларды өте жақсы дайындалған астронавтар жүргізді, оның ішінде “Тыныш Күн” монографиясының авторы, физик Эдвард Гибсон болды. Күннің рентгенограммалар фотопленкаға түсірілді және түсірілген материалдар өңдеу үшін Жерге жіберілді.

Научная%20Сеть%20%20Солнце%20в%20рентгеновских%20лучах.files/0001_096.1.preview.jpg

1 сурет. Рентген сәулеленуіндегі Күн.

(космостық лаборатория, ” Skylab”)

“Skylab”-та бақылау көптеген ашылуларға алып келді. Планета аралық кеңістікте ажыратылған, магниттік күш сызықтарының ашық геометриясымен сипатталатын рентген диапазонында жалтыраған төмен тәж аймақтары - тәж тесігі болып табылды, өте ұсақ активті аймақтарға сәйкес келетін ашық рентген нүктелері ашылды, тәж массасынан тасталған ірі тәждік транзиенттер табылды және тағы басқалар. Келесі этап (1971-1981 жылдар) Күн максимумының жылы бағдарламасымен және осы периодта жұмыс істеген орбиталық станциялар “Solar Maximum Mission (SMM) ” (АҚШ, Еуропа) және “Hinotori” (Жапония) мен байланысты. Негізгі тірек спектрдің аймағында жарқыл спектроскопиясы жасалды. Рентген сызықтарында көрінетін Күннің жарқ етуіндегі зат булануының хромосфералық құбылысы, одан кейін оның үлкен жылдамдықпен тәжге тасталуы ашылды. Хромосферадағы жарқ етудің бір уақытта өсуімен ілеспейтін ультракүлгін және рентген сәулеленуі жарқ етудің өсуі - тәждегі жарқ етулері табылды. (2 сурет)

Научная%20Сеть%20%20Солнце%20в%20рентгеновских%20лучах.files/0001_096.2.preview.jpg

2 сурет. 1995 жылдың желтоқсанында жіберілген,

SOHO (Solar and Hеliospheric Observatory) обсерваториясындағы

ультракүлгін сәулелерінде алынған

ыстық Күн тәжінің суреті.

2 суретте бүкіл Күн дискісі бойынша көптеген ашық аймақтары -тәждегі жарқ етулері көрінеді. Өзіндік туннель құрай отырып, күш сызықтары аркілердің анфиладасын қалыптастыратын тұзақ тәжінің жарқ етулер жиыны дискінің шетінде (оң жақта) магнит өрісінің бар эффектісін бейнелейді. Осы және басқа да мәліметтер SOHO алған 11 жылдық циклдің тыныш фазасының аралығында да Күннің белсенді екенін көрсетіп отыр [2] .

Соңғы, аяқталған этап “22-ші Күн циклінің жарқ етулерімен” және Күннің жұмсақ және қатты диапазонда кескін алу үшін рентген телескоптарымен жабдықталған “Yohkon” (Жапония, АҚШ) орбиталық обсерваториясының ұшуымен байланысты (3сурет) . Энергиясы ~1кэВ және ~10A аймағында кванттарды тіркейтін телескоптарда жүргізілген бақылаулар алғаш рет тәж тұзақтарының динамикасын қадағалауға мүмкіндік берді (4сурет), жұмсақ рентген сәулеленуінің уақыттақ вариациясы барын көрсетті.

Научная%20Сеть%20%20Солнце%20в%20рентгеновских%20лучах.files/0001_096.3.preview.jpg

3сурет . “Yohkon” обсерваториясында алынған

Күннің кескінің сериясы.

Научная%20Сеть%20%20Солнце%20в%20рентгеновских%20лучах.files/0001_096.4.preview.jpg

4 сурет. “Yohkon” обсерваториясында уақыттың

әртүрлі моментінде 1992 жылдың 2 қарашасындағы

рентген жарқ етуінің (1кэВ, 10A) 9 кескіні.

1. 2. Рентген диапазонындағы Күннің жарқ етуі

Күн белсенділігінің қамтитын әртүрлі көріністері бар: 1) дақтың пайда болу үдерісінде көрінетін конвективті зонадан магнит өрісі бар плазма Күнінің бетіне шығумен байланысты, активті аймақтар: 2) Күн атмосферасындағы плазмалық түзілімдер осы үдеріспен байланысты және магнит өрісінің төменгі хромосфераға және тәжге шығарылуы: спикулдер, тәж тұзақтары, протуберанецтар; 3) Күннің жарқ етуі және тәж қоқыстары [3] .

Күн белсенділігінің белгілі көрінісі жарқ ету болып табылады. Өте тез және локалді энергия шығаруымен, жинақталуымен байланысты Күн белсенділігінің көрінуін жарқ ету деп қабылданған. Жарқ ету кезінде сутегінің да және басқа сызықтарда, хромосфералық сызықтарда жарқ етудің ұлғаюы бақыланады. Жарқ етулерде зарядталған бөлшектердің үдеуі байқалады; электрондардың және ядролардың, кейде өте күшті жарқ ету кезінде гамма сәулелер және жоғары энергиялы үдетілген протондар бақыланады. Жарқ ету кезінде электрмагниттік спектрдің әртүрлі толқын ұзындықтарында сәулелену шығарудың біршама өсуі болады, көрінетін және рентген аймағында, ультракүлгінде, радиодиапазонда. (5a. сурет)

sunspot_newton гүүүү

а) Күннің жарқ етуі б) Магнит өрісінің нолдік сызық аймағындағы Күннің жарқ етуінің пайда болу схемасы

5. Сурет

Қазіргі көріністер бойынша Күн хромосферасында жарқ ету пайда болу үшін қажетті шарт ретінде: Күн бетіндегі активті аймақтың болуы, яғни локалді күшейтілген магнит өрісі бар аймақтар болып табылады. Егер энергия, потенциалды магнит өрісімен салыстырғанда, магнит өрісінде артығымен жинақталатын болса және хромосферада магнит өрісінің нолдік сызығы маңында ток қабаты пайда болса, жарқ етудің алдындағы жағдай пайда болады. (5б. сурет) . Алғаш рет бұл гипотеза Джованелли жұмысында айтылды және дами бастады, ал А. Б. Северныйдың жұмысында эксперименталды түрде расталды. Жарқ ету алдындағы ток қабаттарының жекелеген теориясы С. И Сыроватскийдің, Б. В. Сомовтың, С. В. Булановтың, Э. Р. Пристаның және А. Г. Франктың жұмыстарында даму алды. С. И. Сыроватскийдің гипотезасына сәйкес жарқыл себебі болып осы конфигурацияны бұзу жолымен өтетін плазма-магниттік конфигурацияда жинақталған артық энергия болып табылады. Нәтижесінде магнит сызықтарының ноль маңында ток қабаты пайда болады. Магнит-гидродинамикалық жуықтауына сәйкес идеал сұйықтағы қозғалыс кезінде (бұл жағдайда газ) әртүрлі ажыраулар пәрменді секірістер және толқындар пайда болуы мүмкін. Ажырау маңында магниттік күш сызықтары қайта тұйықталады және жаңа плазма-магниттік конфигурация түзеді, ал осының нәтижесінде бөлініп шыққан энергия босатылады және әсер етеді, оның ішінде қоршаған бөлшектерді үдетеді және плазманы қыздырады. Осы үдеріс кезінде өте аз уақыт аралығында (ондаған минут) өте үлкен энергия бөлінеді, эрг өте ұсақ жарқылдарда, ал ірілерінде - эрг. Жарқ етудің энергиясының негізгі бөлігі - үдетілген бөлшектер ағыны - электрондар, протондар, иондар плазма бөлшектерімен әсерлесе отырып және магниттік күш сызықтарға қатысты күрделі траекториялармен қозғала отырып, хромосферада және тәжде өтетін, электрмагниттік спектрдің әртүрлі диапазонында көрінеді: радиодиапазонда, рентген және ультракүлгін сәулеленудің өсуінде. Энергияның максималды босау орнында, босаған энергияның басқа бөлігі магнит-гидродинамикалық жарылыстың дамуына жұмсалады. Электрондардың, иондардың және протондардың бөлігі (негізінен протондар өте ірі жарқ етулерде үдетіледі) Күн атмосферасының сыртына кетеді және космостық кеңістікте қозғала бастайды. Ірі жарқ етулердің энергиясы эрг - қа жетеді, оның негізгі бөлігі ондаған минут аралығында бөлінеді. Ірі жарқылдардағы мұндай үлкен энергия бөлінуі Күн атмосферасында жарылысқа алып келеді, соның нәтижесі осы толқынның эвалоциясымен байланысты, Күн атмосферасындағы және тәждегі барлық туынды көріністер және екпінді толқынның пайда болуына алып келеді. Ірі жарқылдардағы энергия бөлінудің жартысы зарядталған бөлшектерді үдетуге жұмсалса, энергияның жартысы магнит-гидродинамикалық жарылысқа жұмсалады. Жарылыс кезіндегі МГД -толқындардың жылдамдығы 1000км/c тан асады. қа дейін энергия бөлетін жарқ ету үдерісі ірі, орташа және өте әлсізге (орташаға қарағанда) бөлінетін жарқ етудің негізгі үлесін құрайды. эрг-тен кем ортақ энергия бөлетін жарқ етуді аз жарқ етулер немесе аз қуаттағы Күн оқиғасы деп есептеуге болады. Жарқ етудегі ортақ энергия бөлудің төменгі шегі, қазіргі кезде қа жуық деп есептеледі [4] .