Күн атмосферасы


Конвекциялық аумақта жоғары күн атмосферасы деп аталатын қабат орналасқан. Оның сәулеленуін біз тікелей бақылай аламыз. Күн атмосферасы негізінен: фотосфера, хромсфера, тәж атты үш бөліктен (қабаттан) тұрады.
Фотосфера – Күн атмосферасының ең төменгі орасан жұқа қабаты. Оның қалындығы - 1/2000RКүн ≈ 350 км. Ол бізге келетін күн энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 есе көп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера Күнді тікелей бақылау жүрісінде Күннің ақ жарықтағы көрнекі беті сияқты көрінеді. Фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0,1 атм. Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде (мысалы, натрий, калий, кальций) болады. Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, көбінесе бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі. Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік өсуімен тез азаяды, сондықтан күн атмосферасының сыртқы қабаттары өте сиретілген. Фотосфера затының температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән Күн үшін минимальды болып табылады.
Жоғарырақ жатқан қабаттарда температура қайта өсе бастайды. Хромосферада әуелі сутегінің, одан кейін гелийдің де иондануына әкелетін температураның онмындаған Кельвинге дейін өсуі байқалады. Мұндағы қысым - ~10-6 атм. Сөйтіп, фотосфера – бейтарап сутегінің Күндегі жалғыз аймағы.
Хромосфераның жоғарғы қабаттарда тағы бір әдеттен тыс температураның кенет ~1 млн К-ге дейінгі көтерілуі байқалады. Мұнда тәж – Күн атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты басталады. Ішкі тәждің температурасы - ~1,5 млн К, қысымы - 6&10;-8 атм.
Тәждің мұндай жоғары температурасы көптеген тәуелсіз анықтамалармен расталады. Мысалы, тәждің бірнеше эмиссиялық сызықтар – жасыл (толқын ұзындығы l=5303 ), қызыл (l=6374 ), т.б. тоғыздан он төртке дейін электрондарынан айырылған жоғары иондалған Fe, Nі және Ca атомдарымен жіберілген сызықтар екені табылды. Электрондардың үзілуі ауыр (сондықтан аз қозғалатын) қозғалғыш электрондармен соқтығу нәтижесінде пайда болғандықтан, электрондардың кинетикалық энергиясы өте жоғары келеді (~1,5&106; К тең электрондық температураға сәйкес болу керек). Одан басқа, барометрлік формула бойынша тәждің өте үлкен бойлығы, тығыздығының биіктікпен баяу азаюы тек Т»1,5&106; К жағдайда байқалуы мүмкін. Радиоауқымындағы толқын ұзындығы 1 м көп толқындар үшін тәж мөлдір емес болады да, температурасы 106 К дене сияқты сәлеленуді шығарады. Қысқатолқынды (l=400 ) аймақта Т»1,5&106; К сиретілген газдың спектріне сәйкес иондардың негізгі (резонанстық) сызықтардың жиынтығы байқалады. Жылдамдықтарының жылулық шашылуына байланысты жоғарыиондалған FeX-FeXІV атомдарының спектрлік сызықтарының ендігі 106 К көп температураға сәйкес.
Тәж температурасының осындай жоғары болғаны күн желінің қалыптасуында шешуші рөлді атқарады, сондықтан Күннің сыртқы атмосферасының қыздырылу механизмдерін бөлек қарастырайық.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Көлемі: 3 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 300 теңге




. Күн атмосферасы

Конвекциялық аумақта жоғары күн атмосферасы деп аталатын қабат орналасқан. Оның сәулеленуін біз тікелей бақылай аламыз. Күн атмосферасы негізінен: фотосфера, хромсфера, тәж атты үш бөліктен (қабаттан) тұрады.
Фотосфера - Күн атмосферасының ең төменгі орасан жұқа қабаты. Оның қалындығы - [1]2000RКүн ≈ 350 км. Ол бізге келетін күн энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 есе көп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера Күнді тікелей бақылау жүрісінде Күннің ақ жарықтағы көрнекі беті сияқты көрінеді. Фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0,1 атм. Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде (мысалы, натрий, калий, кальций) болады. Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, көбінесе бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі. Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік өсуімен тез азаяды, сондықтан күн атмосферасының сыртқы қабаттары өте сиретілген. Фотосфера затының температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән Күн үшін минимальды болып табылады.
Жоғарырақ жатқан қабаттарда температура қайта өсе бастайды. Хромосферада әуелі сутегінің, одан кейін гелийдің де иондануына әкелетін температураның онмындаған Кельвинге дейін өсуі байқалады. Мұндағы қысым - ~10-6 атм. Сөйтіп, фотосфера - бейтарап сутегінің Күндегі жалғыз аймағы.
Хромосфераның жоғарғы қабаттарда тағы бір әдеттен тыс температураның кенет ~1 млн К-ге дейінгі көтерілуі байқалады. Мұнда тәж - Күн атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты басталады. Ішкі тәждің температурасы - ~1,5 млн К, қысымы - 610[-8] атм.
Тәждің мұндай жоғары температурасы көптеген тәуелсіз анықтамалармен расталады. Мысалы, тәждің бірнеше эмиссиялық сызықтар - жасыл (толқын ұзындығы =5303), қызыл (=6374), т.б. тоғыздан он төртке дейін электрондарынан айырылған жоғары иондалған Fe, Nі және Ca атомдарымен жіберілген сызықтар екені табылды. Электрондардың үзілуі ауыр (сондықтан аз қозғалатын) қозғалғыш электрондармен соқтығу нәтижесінде пайда болғандықтан, электрондардың кинетикалық энергиясы өте жоғары келеді (~1,510[6] К тең электрондық температураға сәйкес болу керек). Одан басқа, барометрлік формула бойынша тәждің өте үлкен бойлығы, тығыздығының биіктікпен баяу азаюы тек Т1,5106 К жағдайда байқалуы мүмкін. Радиоауқымындағы толқын ұзындығы 1 м көп толқындар үшін тәж мөлдір емес болады да, температурасы 106 К дене сияқты сәлеленуді шығарады. Қысқатолқынды (=400) аймақта Т1,5106 К сиретілген газдың спектріне сәйкес иондардың негізгі (резонанстық) сызықтардың жиынтығы байқалады. Жылдамдықтарының жылулық шашылуына байланысты жоғарыиондалған FeX-FeXІV атомдарының спектрлік сызықтарының ендігі 10[6] К көп температураға сәйкес.
Тәж температурасының осындай жоғары болғаны күн желінің қалыптасуында шешуші рөлді атқарады, сондықтан Күннің сыртқы атмосферасының қыздырылу механизмдерін бөлек қарастырайық.

3.2.7. Күн тәжінің қыздырылу механизмдері

Қазіргі заманғы түсініктер бойынша Күн атмосферасының сыртқы қабаттарының мұндай күшті қыздырылуы конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде пайда болатын механикалық және гидромагниттік соққы толқындар энергияны ішкі қабаттардан хромосфера мен тәжге тасымалдайтынымен себептелінеді.
Конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бөлініп жүреді. Ұяшық осі бойымен газ көтеріліп, шеттерінде түсіп тұрады. Егер жұлдыздағы конвекциялық аумақ қалың болса, онда ол қалындықтары біртекті атмосфераның (яғни тығыздығы шамамен е2,7 есе өзгеретін газ қабатының) қалындығына жақын қабаттарға бөлінеді. Температура, онымен бірге, барометрлік формула бойынша, біртекті атмосфераның қалындығы да үлкен болатын конвекциялық аумақтың түбінде үлкен ұяшықтар түзіледі, олардың көлденең өлшемі ~12(Rж, мұндағы Rж - жұлдыз радиусы, келесі қабаттарда ұяшықтар кішірек болады, ең жоғарғы қабатта олардың өлшемі бірнеше жүз километрге дейін азаяды.
Конвекциялық аумақтың түбінде конвекцияның жылдамдығы төмен, шамамен бірнеше ондық мс, болады. Биіктік өскен сайын бұл жылдамдық көбейеді. Конвекциялық аумақтың ең жоғарғы, фотосферамен шекаралас қабатынан энергия сыртқа қарай сәулелену арқылы да шыға алады, сондықтан бұл қабатта температураның қатты азаюы орын алады да, мұның нәтижесінде конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде температураның көтеріңкі градиенті пайда болады. Ал бұл фотосфера астындағы конвекция қозғалысының жылдамдығы ерекше жоғары, Күн үшін 1-2 кмс тең мәніне жетеді, яғни конвекциялық алқапта конвекция қарқындылығы айрықша күшті келетін жоғарғы қабатын бөлуге болады.
Фотосфераның бейтарап газы, иондау энергиясының қоры иеленбегендіктен, ортаға қатысты орнықты температура айырмашылығы бар элементтер пайда бола алмайды. Сонымен қатар, сәулелелендіруден болатын энергия шығындары нәтижесінде температура кенет азаяды да, оның жоғарыға қарай ортаюының жылдамдығы баяуланады. Бұл екі себептен конвекциялық алқаптың ең жоғарғы қабаттарында, тікелей фотосфераның астында конвекция шұғыл тоқтайды да, конвекциялық қозғалыстар кенет тежеледі. Сөйтіп, фотосфера төменнен конвекциялық элементтермен бомбылап тұратын сияқты ... жалғасы
Ұқсас жұмыстар
Күннің көрінерлік қозғалысы, атмосферасы, спектрі
Күн айналысы
Құн және қосымша құн теориясы
Күн-ең жақын жұлдыз
Күн жүйесінің кішкентай денелері
Күн энергиясы
Күн жүйесi туралы
Күн энергиясы жайында
Күн жүйесi мәліметтері
Күн радиациясы. Күн радиациясының адам ағзасына әсері
Пәндер

Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор №1 болып табылады.

Байланыс

Qazaqstan
Phone: 777 614 50 20
WhatsApp: 777 614 50 20
Email: info@stud.kz
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь