Күн айналысы

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 9 бет
Таңдаулыға:

Күн айналысы
Күннің өз өсі бойымен айналуы оның бойымен планеталардың айналу бағытында (демек Жердің өз осі боймен айналу бағытында да), Жер орбитасының жазықтығына (эклиптикаға) 7015'бұрышпен еңкейген жазықтықта болады.
Күн өзінің масса центрі арқылы түзу бойымен айналады.Бұл оське перпендикуляр жазықтықты Күн экваторының жазықтығы немесе гелиоэкваторлық жазақтық деп атайды.Бұл жазықтықтың Күн бетімен қиылысу шеңбері гелиоэкваторы депатайды.Полюстерді қосатын Күн бетіндегі жарты шеңберлер гелиомеридиандар деп атайды. Күн бетіндегі берілген бір нүктенің гелиоендігі деп сол нүктенің радиус векторы мен гелиожазықтығы арасындағы бүрышты айтады. Сонда күн айналысы дифференциалды болып шықты.Атап айтсақ,күннің бетіндегі нүктелер айналыстың бұрыштық жылдамдықтары гелиографиялық ендікке тәуелді болып шықты.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 анықтауға болады. Тағы бір әдіс күннің көрінетін дискі шеттеріндегі спектр сызықтардың доплерлік ығысуы арқылы анықтауға болады.
Доплер эффектісі сәулелену көзімен қабылдағыш бір біріне қатысты қозғалса қабылдағышпен тіркелетін толқын ұзындығы көзден шығарылатын толқын ұзындығынан өзгеше болады,көзбен қабылдағыш бір бірінен алшақтаса,онда тіркелетін толқын ұзындығы шығарылғаннан гөрі ұзын болады,яғни сызық спектрдің қызыл шекарасына қарай ығысады.Егер көзбен қабылдағыш бір біріне жақындаса,онда керісінше тіркелетін толқын ұзындығы шығарылғыннан қысқа болады,яғни сызық көк шекараға ығысады. Дискінің бір шетінен көк шекарасына ауысқан болады,ал қарама қарсы жағынан қызыл шекарасына ауысады.
Δλλ=Vc
Күн айналуы дифференциалдық түрде болады: экваторлық аймағы жоғары ендіктік аймақтарынан көрі тезірек айналады: 14,4 0тәул. және ~10 0тәул. жылдамдықтармен сәйкесінші, жұлдыздарға қатысты айналу периоды (сидериялық 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 сидериялық мерзімі (ол 160 ендіктегі айналу периодына сәйкес келеді) - 25,38 тәул, орташа синодтық периоды - 27,28 тәуілік. Экватордағы айналудың сызықты жылдамдығы 2 кмс.

Күн айналысының сүлбесі

Күн қатты дене сияқты айналмайтындықтан, гелиографиялық координаттар жүйесін оның бетіндегі барлық нүктелерімен қатан байланыстыруға болмайды. Шартты түрде гелиографиялық меридиандарды гелиографиялық ендіктері +-160 тең нүктелермен қатан байланыстырады. Бас гелиографиялық меридиан ретінде 1.01.1854 жылының 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 сілікністерден пайда болатын толқындарды тіркеу арқылы Жер қойнауын зерттеудің әдісіне ұқсастығы себебінен гелиосейсмология деп аталатын әдіс көмегімен оқып таниды. Бұл әдістің идеясы мынада тұрады. Күннің конвекциялық 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 болады. Өлшенген және есептелген мәндерді салыстыру арқылы Күн қойнауындағы шарттар туралы мәліметті алуға болады. Бұл әдіс көмегімен барлық конвекциялық 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 айналатынына көрсететін деректер бар.
Күн айналуы осындай сипатта болғандығының себебі әлі де толығымен түсініксіз. Жалпы, Күннің дифференциалды түрдегі айналуы конвекциялық аймақтағы газдың (плазманың) қозғалысымен сүйемелденетіні белгілі.

14.Күннің ішкі құрылымының теңдеулері: Гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуі
Күннің ішкі құрылысын жоғарыда келтірілген мәліметтер негізінде жұлдыздық құрылым теңдеулер (жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері) көмегімен есептеуге болады. Бұл теңдеулер мыналар.

Гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуі:

P = Pgas + Prad

P-қысым(r-ға тәуелді)
G-гравитациялық тұрақты
Математикалық түрде: grad=ddxi+ddyj+ddzk
Шама ең тез өсетін бағытта бағытталған,ал мәні біздің шамамыздың солбағыттағы өсуінің кеңістік жылдамдығына тең.
Гидростатикалық тепе теңдік теңдеуі мәнді еске алмағандағы күн гидростатикалық тепе теңдікте тұрған,яғни сығылмайтын,созылмайтындығын көрсетеді.Бұл орындалц үшін күн затының әр элементіне әсер ететін центрге тартатын гравитациялық күшпен центрден сыртқа қарай бағытталған жылулық қысым күші бір бірін теңестіру тиіс.
Гравитациялық = =жылулық қысым күші (Күн тепе теңдігі)

dPdr=GMrr2 *ρ -қысым градиенті
Жылулық қысымммен байланысты күш сол қысымның градиентіне пропорционал.Заттың бірлік көлеміне әсер ететін жылулық қысыммен байланысты күші.

GMrr2ρ-заттың бірлік көлеміне әсер ететін күш.
Бұл күш бір біріне тең
dPdr=GMrr2ρ

15 Күннің ішкі құрылымының теңдеулері: Масса теңдеуі:
(1)
(2)
Мұндағы:r-Күн центріне дейінгі қашықтық
ρ -Күн затының тығыздығы
Mr- центрі Күн центрімен беттесетін,радиусы r ге тең сфера шегіндегі Күн затының массасы.
Барлық теңдеудібіз сфералық симметриялық жағдай үшін жаздық.Яғни күннің барлық параметрлері күн центріне дейінгі қашықтыққа ғана тәуелді.

dMr=Mr+dr-Mr (3)

Мұндағы:dMr-центрі күн центріндегі радиусы r-ге тең,қалыңдығы dr-ге тең сфералық қабаттың шексіз жұқа массасы.

4PIr2dr=V (4)
dMrdr=Vρ dMrdr=m (5)

Ro
M0=∫ 4PIr*2ρr*dr* -шекаралық шарттардың бірі
0

16. Күннің ішкі құрылымының теңдеулері: Диффузиялық жуықтаудағы энергияны тасымалдау теңдеуі:

мұндағы -- сәулелі энергияның тығыздығы, -- оның диффузия коэффициенті.
σ=-Dgdadn
Бұл теңдеуді былай жазуға болады

Бұл теңдеулер тек сәулелі жылу тасымалдау үшін жарамды. Конвекциялық тасымалдау аймағында изэнтропиялық шартты қолдану қажет: (),температура арқылы ол былай жазылады:

Энергияны тасымалдау теңдеуі(тек сәулені тасымалдау үшін таралуы)
R= σT4 -Больцман тұрақтысы
Бірлік массаға сәйкес келетін жұту коэффиценті -ɚEuro(каппа)
Диффузия теңдеуі: σ=-Dgdadn-газдың диффузиясы
Ағынның концентрациясынан көп болса соғұрлым ағын көп болады.
D=ῶ3 - диффузия теңдеуі
Lr4PIr2=Ddε*dr-зат
Әдеттегі газдағы диффузия теңдеулерді ұқсас теңдеулермен өрнектеуге болады.
n-бөлшек концентрациясы,зат ағынынң тығыздығы-γ
Осы төрт теңдеу бізжазған екі шекаралық шарт мөлдірсіздік пен энергия бөліну жылдамдығғы үшін теңдеулермен:

ɚEuro(каппа)= ɚEuro(каппа)(ρ,T,x,y,z)
ε=ε(ρ,T,x,y,z)
Мұндағы:x,y,z-сутегінің,гелийдің,од ан да ауыр элементтердің массалық үлесі
Газдың және күй теңдеулерімен сәулеленудің қысымы сәулеленудің энергиясымен мына түрде

17. Күннің ішкі құрылымының теңдеулері: Энергия балансының теңдеуі (ол ядродағы энергия бөлінуін өрнектейді):
18 Күннің ішкі құрылымының теңдеулері:Күй теңдеулері шекаралық шарттары
19. Күннің стандартты үлгісі үшін тығыздық,масса,температура және энергия бөліну жылдамдығының радиал үлестірілуі.

мұндағы (r) [эрг(сг)] - Күн центрінен r қашықтықта болатын T мен ρ мәндері үшін массасы бірлік элементтегі энергия бөліну жылдамдығы.
Бұл дифференциал теңдеулер ді күй теңдеуімен:
, ,
мөлдірсіздік пен энергия бөліну жылдамдығы үшін өрнектермен:

және шекаралық шарттармен
, толықтыру қажет.
шамалар - элементтердің салмақтық үлестері: сутегінің (), гелийдің () және басқалардың (), u - күн затының молекулалық салмағы. Мысалы, толығымен иондалған плазма үшін u = 1(2X + (34)Y + (12)Z); Күн үшін X ≈ 0.75, Y ≈ 0.23, Z ≈ 0.02 и ux ≈ 0.6 (сутегі мен гелий жартылай иондалған фотосфера мен ядролық реакциялар нәтижесінде химиялық құрам өзгерген ядродан басқа қабаттар үшін).
Мұндағы Lr-Күн центрінен радиусы r-ге тең сфера ішіндегі күн бөлігінің жарқырауы.(Күн сол бөлігінен 1сек ішінде шығаратын энергия)
εr-Күн центрінен r қашықтықтағы бірлік массадан энетгияның бөліну жылдамдығы
dLr=Lr+dr
Демек,радиусы Lr+dr сфера шегіндегі күнбөліктерінің жарқырауыныңайырмасына тең,ал ол екі бұл екі сфера арасындағы шексәз жұқа қабатында 1сек ішінде шығаратын энергияға тең.Бұл қабаттың көлемімен бұл ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.