Күн атмосферасы фотосфера,оның түйіршіктелуі

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

Күн атмосферасы:фотосфера,оның түйіршіктелуі
34.Күн алаулары,олардың пайда болу себептері
Конвекциялық аумақтан жоғары күн атмосферасы деп аталатын қабат орналасқан. Оның сәулеленуін біз тікелей бақылай аламыз. Күн атмосферасы негізімен үш бөліктен (қабаттан) тұрады. Олар - фотосфера, хромсфера, тәж.
Фотосфера - Күн атмосферасының ең төменгі орасан жұқа қабаты. Оның қалындығы - 12000RКүн ≈ 350 км. Ол бізге келетін күн энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 кем емес 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.

7.1 сурет - Температураның (Т), бейтарап сутегі концентрациясының(n) және еркін электрондардың (ne) фотосфера мен төменгі хромосферадағы үлестірілуі (h - км түріндегі биіктік).
Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде болады (мысалы, натрий, калий, кальций). 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 (хромосферада) температура қайта өсе бастайды екен (7.1 сурет). Бұның себептері туралы кейін сөз болады. Сөйтіп, фотосфера - Күндегі ең суық қабаты, оған байланысты ол бейтарап сутегінің Күндегі жалғыз аймағы б.т.

.

Күн беті, оны көрінетін толқын ұзындықтар аралығында телескоп арқылы бақылағанда, салыстырмалы қараңғы аймақтармен қоршалған жарық бетшелер жиынтығы ретінде көрінеді.Бұл - күн түйіршіктері (7.2 сурет), олардың өлшемдері әр түрлі болады, ортасымен алғанада - ≈ 700 км, "өмір сүру уақыты" (түйіршіктің пайда болуы мен сөнуі (жоғалуы)) - ≈ 8 мин. Түйіршіктер ені шамамен300 км қараңғы аралықтармен бөлінеді. Түйіршіктелу себебінен болатын жарықтылықтың флуктуациялары жоғары болмайды: жарықтылықтың орташа аядан артықшылығы 10%. Түйіршітер түрінде конвекциялық аумағының ең жоғарғы қабатындағы ұяшықтар бақыланады екен.
Түйіршіктерге қоса Күн бетінде жиі дақтар көрінеді (7.3 сурет). Телескоп арқылы жарықтау ала көлеңкемен қоршалған қараңғы овалды (оны дақ көлеңкесі деп атайды) айыруға болады. Дақтың сипатты өлшемі ≈ 35000 км, көлеңкесі шамамен екі есе кіші болады. Көлеңке қасында жіңішке (диаметрі D ≈ 700 км) ағыншалар түрінде дақ шеттеріне қарай өтетін (ағылатын) бөлек жарық учаскелер пайда болады, олар ала көлеңкенің талшықты құрылымын түзеді. Жеке талшықтардың өмір сүру уақыты ≈ 30-60 мин. Дақ көлеңкесіндегі сәулелі энергияның ағыны қоршаған фотосферадағыдан көрі шамамен 3 есе аз, бұл дақтағы беттік температура қоршағаннан көрі шамамен 1500 К-ге аз болғанының (≈6000 К мен ≈4500 К сәйкесінші) салдары. Дақтағы температураның төмендеуі күн магнит өрісінің конвекцияға әсерімен себептеледі. Магнит өрісі плазманың күш сызықтарына перпедикуляр бағыттағы қозғалысын (ал онымен бірге бұл бағыттағы барлық тасымалдау процестерін де - жылу өткізгіштігін, диффузияны, т.с.с.) тежейтіні туралы Магнитгидродинамика тақырыпта толық айтылды. Күн дақтарындағы спектрлік сызықтарының Зееман жіктелуін зерттеу негізінде оларда күшті (0,45 теслаға дейін (4500 Э-ке дейін) (мысалы, Жер магнит өрісі 0,06 милитесла)) магнит өрісі бар еккендігі анықталған. Және де бұл өрістің бағыты дақ астында конвекциялық қозғалыстарды тежелетіп, энергияны терең қабаттардан даққа тасымалдады әлсірететіндей болады екен.
Фотосферада қоршағаннан көрі жарықтау аймақтар да бақыланады, олар шырақтар (факелдер)-алаулар деп аталады.Олар көптеген жіңішке жолақтар, жарық нүктелер мен түйіншектерден (факелдік түйіршіктерден) тұрады. Факелдердің пайда болуы да магнит өрісімен байланысты. Олардағы магнит өрісі қоршағаннан көрі аздап (10-100 есе) көтерінкі болады (ондаған не жүздеген Эрстедке жетеді), оның бағыты тікке (вертикальге) жақын болады. Мұндай өріс қуатты конвекциялық қозғалыстарды тоқтата алмайды, бірақ оның сипатын сәл өзгерте алады. Әдетте әр конвекциялық элемент вертикаль бойынша жалпы көтерілу не түсумен қоса, горизонталь жазықтықта да шамалы бейберекет қозғалыстарды жасайды, бұл қозғалыстар конвекция элементтері арасында үйкелісті тудырып, конвекцияны тежейді. Ал магнит өріс бұл қозғалытарды тежетіп, конвекцияны жеңілдетеді де, ыстық газға жоғары биіктікке көтеріліп, энергияның үлкендеу ағынын тасымалдауға мүмкінгдік береді.уге да болады.

35.Күн атмосферасы:Хромосфера
36.Хромосфералық тор.
37.Хромосфера құрылымы
Хромосферада әуелі сутегінің, одан кейін гелийдің де иондануына әкелетін температураның он мыңдаған Кельвинге дейін өсуі байқалады. Мұндағы қысым - ~10-6 атм.
Жоғарыда фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 кем емес есе көп болатыны айтылған. Сондықтан, күн тұтылу уақытынан басқа кездерді, хромосфера мен тәжді тікелей бақылауға болмайды. Сонда, оларды бақылаудың екі әдісі мынадай. Бірнішісі - Күн дискін жасанды түрде экрандау. Екіншісі мынамен байланысты: фотосфераның кейбір жиіліктердегі сәулеленуі үшін хромосфера мен тәж мөлдір емес болып табылады, сондықтан бақылаушыға жететін бұл сызықтардағы сәулелену фотосферадан жоғары қалыптасады. Бұл сызықтарды зерттеу хромосфера мен тәжддегі физикалық шарттарды анықтауға мүмкіндік береді.
Күн дискінен тыс хромосфера бойлығы ≈ 10 000 км сәулелендіретін (эмиссиялық) қабат түрінде көрінеді. Төменгі хромосфера (Күн шетінен ≈ 1500 км биіктіктерге дейін) әлсіз үздіксіз спектрді сәулелендіреді, оған қабаттасқан көптеген эмиссиялық (көбінесе әлсіз) сызықтар көрінеді. Күн дискіне проекциясында олар фотосфералық сәулелену аясында жұтылу сызықтар ретінде бақыланады. Бейтарап темір (FeI), титан (TiI), т.с.с.-ң сызықтарын бақылау мәліметтері бұл қабаттың температурасы төмен (Т ≈ 5000 К) екенін, ~1000 км биіктікте сутегі атомдарының концентрациясы nH ~ 1013 см-3 екенін көрсетеді.
Эмиссиялық сызықтар қарқындылығының биіктікпен кенет азаюі тығыздықтың экспоненциаль заң бойынша төмендеуіне сәйкес келеді. 1500 км биіктіктерде газдың тығыздалған аймақтарына сәйкес келетін жарықтылығы көтерінкі учаскелер бақыланады, және кейбір (әр сызыққа сипатты) биіктікте оқшауланған хромосфералық спикулалар деп аталатын газ бағаналарының жарқырауы бақыланады. Олардың диаметрлері ~ 1000 км, көтерілу не түсу ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.