Соққы толқындар

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 8 бет
Таңдаулыға:

Соққы толқындар

Ол - газ асадыбысты жылдамдықпен (яғни орта бөлшектерінің жылулық жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен) қозғалған кезде пайда болатын, ішінде газдың тығыздығы, қысымы, температурасы, иондау дәрежесі мен басқа да сипаттамаларының кенет, секірмелі түрде өзгеруі байқалатын толқын. Ішінде газ сипаттамалары кенет өзгеретін жұқа қабат (ұйытқыған және ұйытылмаған газды болетін қабат) соққы толқынның шебі деп аталады.

Соққы толқындар қалай пайда болатынын түсіну үшін мына мысалды қарастырайық. Түтікшеге қамалған газды алып, оған поршень кіргізе бастайық. Поршень алдындағы газ қозғала бастап, сығылады да, қысым градиенті пайда болады, оның нәтижесінде поршень алдынан кеінгі қабаттар да қозғала бастайды. Қозғалыс күйі газда дыбыс жылдамдығымен беріледі. Егер поршень жыдламдығы дыбыс жылдамдығынан аз болса, онда дыбыс толқыны поршеннен тез қозғалып, одан кетеді де, біртіндеп түтікшедегі газдың бәрі шамамен поршень жылдамдығымен қозғала бастайды. Егер поршень жыдламдығы дыбыс жылдамдығынан көп болса, онда дыбыс толқыны поршеннен кетуге және газ сығылуы аймағын үлкен қашықтыққа жылжытуға үлгірмейді, сондықтан газ тек тікелей поршень алдында сығылады. Поршень алдындағы газдың тығыздығы өскен сайын, оның температурасы да өседі (бұл процесті адиабаттық деп қарастыруға болады), сондықтан бұл аймақтағы дыбыс жылдамдығы өседі ( , мұндағы v _дыб - дыбыс жылдамдығы, γ - газдың адиабата көрсеткіші, р - қысым, ρ - тығыздық, R - газдың универсал тұрақтысы, Т - температура, М - молярлық масса), бір кезде ол поршень жылдамдығынан асып кетеді де, сығылу аймақтың поршеннен алға қарай жылжуы мүмкін болады. Сонымен, газ екі бөлімнен тұрған болады: біреуі, поршенге тірелген, сығылған болады, басқасы ұйытқымаған және қозғалмайтын болып қалады. Қозғалмайтын газ қабатының соңынан қабаты поршень алдындағы газдан түрткі алып қозғала бастайды. Қозғалып тұрған және қозғалмаған газ арасындағы шекара айқын болады, ол соққы толқынның шебі болып табылады. Соққы толқын шебінің өтуі газ қасиеттерінің кенет өзгеруіне әкеледі, олар секірмелі түрде өседі.

Дыбыс толқыны оның амплитудасы артса да соққыға айналуы мүмкін. Бұның себептерін түсіну үшін, жалпы дыбыс толқын дегеніміз не екенін есімізге түсірейік. Ол газ бөлшектері тербеле бастағанда пайда болатын, кеңістікте таралатын кезектесетін сығылу және сиретілу газ аймақтары. Және де газ сығылған аймақтарда v _дыб газ сиретілген аймақтардағыдан көрі (және ұйтылмаған ортадағыдан көрі) көбірек болады (газ сығылған аймақтарда температура өсетінін есіңізде ұстап, дыбыс жылдамдығы үшін формуланы қараңыз) . Толқынның амплитудасы өскен сайын сығылу аймақтарындағы (өркештердегі) газдың тығыздығы, демек температурасы да, өсе береді, өйткені бұл аймақта жиналған бөлшектердің саны өсе береді (олар бұл аймаққа үлкендеу қашықтықтан жиналады) . Ал сиретілу аймақтарындағы газ тығыздығы, демек температурасы да, амплитуда өскенде кемиді. Яғни, амплитуда өскен сайын сығылу аймақтарындағы v _дыб өсе беріп, сиретілу аймақтарындағы v _дыб азая береді. Демек, амплитуда өскен сайын сығылу аймақтары сиретілу аймақтарын қуа бастайды да, амплитуда белгілі мәнге дейін артқанда, қуып жетеді дерлік.

Сонда, амплитудасы үлкен емес дыбыс толқыны таралып жатқан газ тығыздығының кеңістіктегі лездік үлестірілуін графикке тұрғызсақ, мынаны көреміз (жоғарғы сурет) . Яғни, тығыздық кеңістікте біртіндеп өзгереді.

Ал дыбыс толқынының амплитудасы өте жоғары болған жағдай үшін мынадай графикті тұрғызуға болады (төменгі сурет) . Яғни, бұл жағдайда газ тығыздығы мен басқа сипаттамалары кеңістікте кенет өзгеретін жұқа қабат түзіледі. Әрине, бір кезде өркештер ойыстарды қуып жетіп, одан әрі оза алатын еді. Бірақ олай болмайды. Өркеш пен ойыс арасындағы қашықтық (яғни толқын шебінің қалындығы) орта бөлшектерінің еркін жол ұзындығымен салыстырмалы болғанда, сипаттмалар кенет өзгеретін барлық қабаты (шебі) ортадағы дыбыс жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен таралатын соққы толқын пайда болады (толқын соққыға айналады) .

Газдың реттелген, бағытталған қозғалыс энергиясының ретсіз, жылулық қозғалыс энергиясына ауысуының жылдамдығы газ тығыздығы, температурасы және т. б. градиенттеріне тура пропорционал болғандықтан, бұл градиенттер жоғары болатын соққы толқын шебі ішінде газдың асқындыбысты қозғалыс энергиясының жылулыққа қарқынды диссипация байқалады.

Сонымен, фотосферада конвекция элементтерінің қозғалысы нәтижесінде пайда болған толқындар жоғарыға, хромофера мен тәжге қарай таралғанда соққыларға ауысады да, мұның нәтижесінде хромосфера мен әсіресе тәжде тез өшіп, Күн атмосферасын жылытады.

Күн ішіндегі магнит өрістер хромосфера мен тәждің плазмасына қатырылған болады, сондықтан конвективтік қозғалыстармен фотосферада туғызылатын механикалық толқындармен бірге толқындар да пайда болады, олар да жоғарыға қарай таралу барысында сөніп (бұл құбылыстың себептері механикалық толқындар үшін қарастырылғандай), хромосфера мен тәжді қыздырады.

44. Күн хромосферасы мен тәжінің қыздырылу механизмдері

Қазіргі заманғы түсініктер бойынша Күн атомсферасының сыртқы қабаттарының мұндай күшті қыздырылуы конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде пайда болатын механикалық және гидромагниттік соққы толқындар энергияны ішкі қабаттардан хромосфера мен тәжге тасымалдайтынымен себептелінеді.

Жоғарыда конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бөлініп жүретіні және тікелей фотосфера астында конвекция қозғалысының жылдамдығы ерекше жоғары, Күн үшін 1-2 км/с тең мәніне жететіні, яғни, конвекциялық алқапта конвекция қарқындылығы айрықша күшті болатын жоғарғы қабатын бөлуге болатыны туралы айтылды. .

Фотосфераданың бейтарап газында, ол иондау энергияның қорына ие болмағандықтан, ортаға қатынасты 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 болып шығады. Бұл соғулар нәтижесінде фотосфера меншікті тербелістерінің жиіліктігіне сай мерзіммен (~5 мин) тербеле бастайды. Бұл фотосферада пайда болған тербелістер мен ұйытқулар табиғаты бойынша ауадағы дыбыс толқындарға жақын толқындарды туғызады. Олар жоғарыға қарай тараған сайын зат тығыздығы кемиді де, толқынмен тасымалданатын энергия саны азайғанбөлшектер арасында үлестіріледі. Мұның нәтижесінде толқындар жоғарыға қарай таралғанда, олардың амплитудасы бірнеше километрге дейін артады да (толқын қарқындылығы І~a ² , мұндағы а - толқын амплитудасы) толқындар соққыларға айналады.

Соққы толқын дегеніміз- газ асадыбысты жылдамдықпен (яғни орта бөлшектерінің жылулық жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен) қозғалған кезде пайда болатын, ішінде газдың тығыздығы, қысымы, температурасы, иондау дәрежесі мен басқа да сипаттамаларының кенет, секірмелі түрде өзгеруі байқалатын толқын. Ішінде газ сипаттамалары кенет өзгеретін жұқа қабат (ұйытқыған және ұйытылмаған газды болетін қабат) соққы толқынның шебі деп аталады.

45. Күн атмосферасындағы белсенді түзілістер.

46 Күн белсенділігі, оның индекстері.

47. Күн белсенділігінің циклдері, олардың болу мүмкін табиғаты

Күн магнит өрістері күн бетіне шыққанда, түрлі стационар емес процестер жүре бастайды, белсенді аймақтар түзіледі («Күн атмосферасы» тақырыпта олардың көбісі туралы айтылған) . Олардың бәрі күн белсенділігің білінулері болып табылады. Күн белсенділігіңің деңгейін сипаттайтын көптеген шамалар қолданылады, оларды күн белсінділігінің индекстері деп атайды. Олар ішіндегі ең жиі қолданылатын - Вольф сандары: W = 10g + f , мұндағы g - дақ топтарының саны, f - Күннің көрінетін жартышарындағы дақтардың толық саны.

Ұзақ уақыт бойы КБ өзгерісі кездейсоқ деп ойлады. Бавариялық әуезқой астроном Генрих Швабе 1826-1843 жылдар аралығында жеке бақылау жасап, күн дақтары санынының максимумдар мен минимумдері периодты түрде пайда болатынын байқады. Кейінірек Швейцариядағы Цюрих обсерваторияның директоры Рудольф Вольф Швабе бақылауын, яғни күн белсенділігінің периодты түрде өзгеретінін растады да, КБ өзгерісінің периодын тапты - 11, 2 жыл.

Хэйл күн белсенділігі көрсеткіштерінің бірі болып табылатын күн дақтарындағы спектрлік сызықтарының Зееман жіктелуін тіркеген де, күн белсенділігінің 11 жылдық циклі мерзімі ~22 жылға тең Күн магнит циклінің бөлігі болып табылатындығын көрсеткен. Біртіндеп Күн бетіндегі және Күн беті үстіндегі барлық реттелген емес құбылыстар Күн бетіне шығатын магнит өрістерімен себептелінетіні айқындалды.

: $C:\Documents and Settings\Yernur\Мои документы\Лекции\Солнце\Физ-косм- Солнечный цикл.files\f640c.gif$

Рис. 12. 1 - Цикличность активности Солнца

за период с 1770 до 1970 г.

11 жылдық циклінің басында, Күн белсенділігінің минимумінен кейін, Күн экватордан жеткілікті алыс, ~30 ⁰ -40 ⁰ ендікте, күшті азимутал магнит өрісімен бірге күн дақтары пайда болады. Цикл жүрісінде дақтар аумағы (азимутал магнит өрісімен бірге) экваторға қарай түседі, және де ~15 ⁰ дейін магнит өрісі, Күн дақтар ауданы мен саны өседі (ол Күн белсенділігінің максимумы болып табылады), ал одан соң, ~ 8 ⁰ дейін қозғалғанда, арғы (қарама- қарсы) жартышардың өрісімен әлсізденіп, азаяды (ол КБ-ң келесі минимумы болып табылады) . Одан кейін жоғары

: $C:\Documents and Settings\Yernur\Мои документы\Лекции\Солнце\Физ-косм- Солнечный цикл.files\f640a.gif$

: Рис. 12. 2 - Изменение среднегодовых чисел Вольфа и средней
широты пятен в 1933-54 гг. Кружками с буквами S и N
показана полярность пятен. В следующих друг за другом
циклах полярности ведущего и замыкающего пятен
противоположны .

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.