Күн туралы жалпы мағлұматтар

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

Күн туралы жалпы мағлұматтар

Күн кез келген басқа да жұлдыз сияқты плазмалық шар болып табылады. Оның массасы M ≈ 1, 9910 ³⁰ кг, яғни Жердің массасынан ~333 000 есе көп.

Күннің көрінетін дискі бойынша радиусы R _Күн ≈6, 9610 ⁸ м, яғни Жердің экваторлық радиусынан ~109 есе көп. Күннің орташа бұрыштық диаметрі 1919”, 26.

Күн затының орташа тығыздығы ρ≈1, 41 г/см ³ , бұл Жер затының орташа тығыздығының ≈0, 256 бөлігін құрайды. Күн орталығындағы тығыздық ρ≈160 г/см ³ .

Көрнекі беті деңгейіндегі еркін түсу үдеуі 274 м/с ² құрайды. Бетіндегі параболалық жылдамдық (екінші ғарыштық жылдамдық) - 6, 18⋅10 ⁵ м/с.

Күн бетінің (фотосферасының) тиімді температурасы ≈5780 К, орталығындағы температура - ~1, 610 ⁷ К.

Күн тұрақтысы - Q=1360 Вт/м ²

Күн жарқырауы - L=3, 9⋅10 ²⁶ Вт.

Спектрлік классы - G2V.

Колор- индекстері: B-V=0, 65; U-B=0, 10.

Масса бойынша Күн ~71% астам сутегінен, ~27% астам гелийден және ~2% басқа элементтерден тұрады.

Галактикада Күн шиыршықты тармақтардың бірінің шетінде (не оған жақын), Галактика центрінен ~10 кпк қашықтықта орналасқан. Галактика центрі бойымен айналу жылдамдығы 220-250 км/с, айналу периоды ~200 млн жыл. Жақын жұлдыздар жиынтығына қатысты қозғалыс жылдамдығы 19, 7 км/с.

Күн жасы - ~5 млрд жыл. Герцшпрунг-Рассел диаграммасында Күн негізгі тізбектіліктің орта бөлігінде орналасқан, яғни миллиардтаған жыл ішінде өзінің жарқырауын өзгертпейді.

3. 2. 2. Күн айналысы

Күннің өз осі бойымен айналуы оның бойымен ғаламшарлардың айналу бағытында (демек Жердің өз осі боймен айналу бағытында да), Жер орбитасының жазықтығына (эклиптикаға) 7 ⁰ 15’ бұрышпен еңкейген жазықтықта болады.

Күн осіне перпендикуляр, Күн центрінен өтетін жазықтық күн экваторының (гелиоэкватордың) жазықтығы , оның Күн бетімен қиылысу сызығы гелиоэкватор деп аталады. Экватор жазықтығы мен Күн центрінен оның бетіндегі берілген бір нүктеге жүргізілген радиус арасындағы бұрыш сол нүктенің гелиографиялық ендігі деп аталады.

Күннің айналу мерзімі (периоды) ұзақ уақыт ішінде жойылмайтын күн дақтарының Күннің Жерге қарайтын жағында қайта көріну уақытын өлшеу арқылы белгіленді. Айналыс жылдамдығын Күн дискі шетінің спектріндегі спектрлік сызықтардың Доплер эффектісінен болатын ығысуы арқылы да анықталады.

Күн айналуы дифференциалдық түрде болады: экваторлық аймағы жоғары ендіктік аймақтарынан көрі тезірек айналады: 14, 4 ⁰ /тәул. және ~10 ⁰ /тәул. жылдамдықтармен сәйкесінші, жұлдыздарға қатысты айналу периоды (сидерлік период) экватордағы 25 тәуліктен полюстік аймақтардағы 30 тәулікке дейін, ал Жерге қатысты айналу периоды (синодтық период) 27 тәуліктен 32 тәулікке дейін сәйкесінші өзгереді, айналудың орташа синодтық мерзімі (ол 16 ⁰ ендіктегі айналу периодына сәйкес келеді) - 25, 38 тәул. Экватордағы айналудың сызықты жылдамдығы ≈2 км/с.

Күн қатты дене сияқты айналмайтындықтан, гелиографиялық координаттар жүйесін оның бетіндегі барлық нүктелерімен қатаң байланыстыруға болмайды. Шартты түрде гелиографиялық меридиандарды гелиографиялық ендіктері ±16 ⁰ тең нүктелермен қатаң байланыстырады. Бас гелиографиялық меридиан ретінде 1. 01. 1954 жылдың 0 сағатында (бүкіләлемдік уақыт бойынша) гелиоэкватордың эклиптикамен қиылысу нүктесінен өткен меридианды алады.

Келтірілген мәндердің барлығы Күн бетінің айналуын сипаттайды. Ішкі қабаттардың айналуы тікелей түрде бақыланбайды, оны 1980 жылдары даярланған, жер сілкіністерінен пайда болатын толқындарды тіркеу арқылы Жер қойнауын зерттеудің әдісіне ұқсастығы себебінен гелиосейсмология деп аталатын әдіс көмегімен таниды. Бұл әдістің идеясы мынада: Күннің конвекция алқабындағы газдың турбуленттік қозғалысымен тудырылатын дыбыс толқындары болып табылатын күн затының тербелістер периодының күн қойнауындағы шарттарға байланысты мәндерін (3-12 минут) есептеуге де, спектрлік сызықтар өзгерістерін бақылап өлшеуге де, өлшенген және есептелген мәндерді салыстыру арқылы Күн қойнауындағы шарттар туралы мәліметті алуға да болады. Бұл әдіс көмегімен барлық конвекция алқабындағы бұрыштық жылдамдық беттегі жылдамдыққа өте жақын екені, ол тек Күн центрінен қашықтық өсуімен экваторлық аймақтарда аздап кемитіні, ал полюстік аймақтарда - өсетіні анықталған. Сәулелендіретін ядроның бұрыштық жылдамдығы әлі де анықталмаған, бірақ ядро қатты дене сияқты, беттін орташа бұрыштық жылдамдығына жуық жылдамдықпен айналатынын көрсететін деректер бар.

Күн айналуының осындай сипаттағы себебі әлі де толығымен түсініксіз. Жалпы, Күннің дифференциалды түрдегі айналуы конвекциялық аймақтағы газдың (плазманың) қозғалысымен байланысы белгілі.

3. 2. 3. Күн құрылысы

Күннің жалпы құрылысы 3. 1-суретте көрсетілген. Келтірілген мәндер жуықталған болып табылады, кейбір әдебиеттерде өзгеше мәндер де келтіріледі.

: 3. 1-сурет. Күн қабаттарының физикалық сипаттамалары: ρ - тығыздық, Т - температура, р - қысым, n - 1 см ³ -ғы бөлшектер саны. Фотосфера мен хромосфера суретте нақтылыдан көрі қалыңдау салынып көрсетілген.

3. 2. 4. Күннің ішкі қабаттары

Басқа да кез келген жұлдыз сияқты, Күн гравитация ықпалы себебінен сығылуға ұмтылады. Гравитация әсеріне Күннің ішкі қабаттарының өте жоғары температурасы мен тығыздығына байланысты пайда болатын жоғары қысым (дәлірек айтсақ, қысым градиенті) қарсы әрекет етеді. Күн орталығындағы температура Т≈1, 610 ⁷ К, ρ≈160 г/см ³ , қысымы р≈2, 210 ¹⁶ Па > 10 ¹¹ атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі көзі болып табылады.

Бұл жерде мынаны айтсақ жөн болады. Аталмыш реакциялар барысында нейтриноның өте қарқынды ағыны шығарылуға тиісті, бірақ соңғы бірнеше онжылдықтар ішінде өткізілген тәжірибелер нәтижесінде анықталған нейтрино ағыны Күн ядросының температурасы жоғарыда айтылған байқалуға тиістіден анағұрлым аз болып шықты. Бұл қайшылықты шешу үшін бірнеше болжам айтылды. Олардың біреуі мынадай. Электрмагниттік сәулелену бізге Күн ядросы туралы ~1 млн жылға кешіккен ақпаратты әкеледі, өйткені көпеселі жұтылу және қайта сәулелендірілу құбылысы нәтижесінде сәулелену Күннің орталық аймақтарынан бетіне дейін тек сол 1 млн жыл ішінде жетеді. Ал не күшті, не әлсіз әрекеттесуге қатыспайтын нейтриноның әрекеттесу қимасы орасан аз болады, мысалы, жылулық нейтриноның қорғасындағы еркін жол ұзындығы ~~10 ²⁰ см, не 100 жарықтық жыл (ж. ) . Сондықтан нейтрино Күнді лезде дерлік өтіп шығады да, тікелей Күн қойнауына көз жіберуге мүмкіндік береді. Ядролық реакциялар қарқындылығы, демек бұл реакциялар нәтижесінде пайда болатын нейтрино ағыны, температураға тәуелді: температура кеміген сайын, реакциялар саны азаяды. Сонымен, нейтриноның аз ағыны Күн ядросындағы температура электрмагниттік сәулелену көрсететіндіктен әлдеқайда аз екенін дәлелдейді деген қорытынды жасауға болады. Басқа болжам - қазіргі заманғы Күн және Күн үлгісіндегі жұлдыздар физикасының түсініктерін толығымен қайта қарау керек, бұл жұлдыздар энергиясының көзі - ядролық реакциялар емес. Тағы бір болжау нейтрино спинінің солдан оңға төңкерілуімен байланысты. Тәжірибеде тек сол жақтағы нейтрино тіркеледі, сондықтан аталмыш төнкерілу шынында да болса, өлшенетін ағын жіберілетін ағыннан аз болады. Бірақ мұндай құбылыс шынында да жүзеге асырылса, ол нейтриноның тыныштық массасы нөлге тең емес екенін дәлелдейді. Ал бұл дерек элементар бөлшектер физикасының түсініктерімен қатар Әлем туралы түсініктердің қайта қарауына әкеледі.

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия шығарылуы Күн ядросы не энергия шығарылу аумағы деп аталатын Күннің орталық бөлігінде, орталықтан ~0, 3R _Күн қашықтыққа дейін жүреді. Орталықтан 0, 3R _Күн көп қашықтықтарда күн затының температурасы мен қысымы: Т<510 ⁶ K, p<10 ¹⁰ атм. мәндерге дейін кемиді. Мұндай шарттарда ядролық реакциялар өте алмайды. Сондықтан бұл қабатта тек үлкендеу тереңдіктерде γ-кванттар түрінде шығарылған сәулелену жеке атомдармен жұтылып және қайта сәулелендіріліп сыртқа қарай тасымалданады. Температура мен қысым бұл аймақтағыдай болғанда атомдар (негізінен сутегі) иондалған күйге ұшырайды. Сутегі толығымен иондалса, сәулелену жұтылуы негізінен сутегіден ауырырақ элементтер иондарының фотоиондалуымен байланысты келеді. Бірақ мұндай элементтер Күн қойнауында аз болады. Күн қойнауынан қозғалатын фотондар жарым-жартылай еркін электрондармен жұтылады. Бірақ Күннің қарастырылып тұрған аймақтың иондалған газындағы фотондардың кейінгі қайта сәулеленусіз болатын жиынтық жұтылуы аз болып шығады, сондықтан энергия тасымалдауы сәулеленумен жүзеге асырылады. Бұл аймақ сәулелі тасымалдау алқабы деп аталады.

Күн орталығынан алшақтаған сайын газдың температурасы мен тығыздығы азаяды, 0, 7R _Күн -0, 8R _Күн көп қашықтықтарда атомдар (тереңірек қабаттарда - гелий атомдар, бетке жақынырақ - сутегі атомдар) бейтарап күйде бола алады. Мұндағы параметрлер: Т≈10 ⁶ К, р≈10 ⁶ атм, ρ≈10 ^-2 г/см ³ . Бейтарап атомдар, әсіресе сутегі атомдар пайда болғанда олардың фотоиондалуымен байланысты жұтылу артады. Сәулелену арқылы болатын энергия тасымалдауы қиынға соға бастайды. Ал энергияның келіп түсуі, әрине, жалғаса береді. Яғни, энергия тасымалдауының басқа механизмінің қосылуы қажет болады. Бұл аймақта заттың ірі ауқымдық конвекциялық қозғалыстары дамиды. Сөйтіп, Күннің сыртқы көрнекі қабаттар астында, ~0, 3R _Күн бойында, сәулелі тасымалдау басылып, конвекциялық тасымалдауға ауысатын конвекциялық алқап түзіледі.

3. 2. 5. Күн ішіндегі конвекция

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.