Күн ғарыштық сәулеленуі

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Реферат
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 5 бет
Таңдаулыға:

Күн ғарыштық сәулеленуі

Ғарыштық сәулелер(сәулелену) - ол әлемнің әйтеуір бір қойнауында жоғарғы энергияларға дейін үдетілген зарядталған бөлшектер мен тұрақты атом ядролары(кейде Ғс-ке ғарыштық гамма сәулеленуді де жатқызады, бірақ әдетте Ғс-деп тек зарядталған бөлшектерді атайды) .

Ғс бөлшектерінің энергиялары ~1-10МэВ-тен 10 ²¹ эВ-ке дейін жатады. Эрг=10 ¹² =1эВ

Төменгі шекара-ол шартты түрдегі шекара. Одан аз энергиялы бөлшектер ғарыштың қай жерінде де бола береді, бірақ оларды Ғс-ке жатқызбайды. Сөйтіп, Ғс-ті генерациялау немесе тудыру- ол аз энергиялы бөлшектерді жоғарғы энергияға дейін үдету. 10 ²¹ эВ- Ғс-ң тіркелген ең жоғарғы энергиясы. Бұл энергия элементар бөлшек үшін өте үлкен энергия.

Мысал. 1) ҮАК( Үлкен Адрондық коллайдер) -энергиясы 10 ¹⁴ эВ.

2) Күннің жарқ ету кезінде бірнеше минут ішіндегі жердегі мұнай, көмір т. б. барлық қорды өртеген кезінде шығатындай энергия бөлінеді. Осы құбылыс кезінде бөлшектер тек 1-10 ГэВ-ке дейін ғана үдетіледі. 10 ²¹ эВ~100Дж.

Энергиялары бойынша Ғс былай бөлінеді:

1) ~10 ¹⁵ эВ жоғары - аса жоғары энергиялы Ғс деп аталады.

2) ~ 10 ¹⁸ эВ жоғары Ғс-шекті жоғары энергиялы Ғс деп аталады.

Қазіргі заманғы түсініктер бойынша 10 ¹⁵ эВ Ғс біздің галактикада, көбісі аса жаңа жұлдыздардың жарылысы кезінде пайда болады(әр галактикада өзінікі болады) . Ал одан жоғары энергиялы Ғс мүмкін басқа Галактикаларда да болуы мүмкін(негізгі белсенді галактикада) .

Шыққан тегі бойынша Ғс:

1) Галактикалық Ғс( ГҒС) ;

2) Күндік Ғс(КҒС) болып бөлінеді.

КҒС-гелиомагнитосфера шегінде негізінде Күн жарқ етулер кезінде пайда болған.

Гелиомагнитосфера-Күн желімен толтырылған ғарыштық кеңістіктің бөлігі. Гелиомагнитосфера радиусы R~ 100 а. б.

Күн желі- оған қатырылған магнит өрістерімен бірге үнемі кеңейіп тұрған Күн тәжі . Күн тәжінің кеңеюі-Күн желінің қысымы жұлдызаралық орта қысымымен теңескенге дейін кеңейіп тұрады. Күн желінің таралуы аса дыбысты жылдамдықпен болғандықтан, екі орта әрекеттесу аралығында соққы толқын пайда болады да, гелиомагнитосфераның анық шекарасы пайда болады .

Ені қалың емес ауыспалы қабаттардың бер жағына жұлдызаралық орта кірмейді және ол жер Күн желімен толтырылған болады.

КҒС-ң энергиялары көбісі бірнеше 10 МэВ болады, кейде 1-10 Гэв-ке дейін жетеді.

ГҒС- гелиомагнитосферадан тыс пайда болған Ғс. Оның энергиялары барлық біз айтқан аралықта жатады.

Тағы да Ғс былай бөлінеді:

1) Алғашқы ҒС - Жер атмосферасынан тыс Ғс ( кейде ГҒс-тің гелиомагнитосферада таралуын қарастырған кезде алғашқы Ғс деп гелиомагнитосферадан тыс Ғс-ті айтады) .

2) Екінші реттік ҒС - алғашқы Ғс-ң жер атмосферасының атом ядроларымен әрекеттесу нәтижесінде пайда болған Ғс.

Алғашқы Ғс-ң химиялық құрамы: ~90%-протондар;

~8%-альфа бөлшектер;

~2%-гелийден ауыр ядролар;

~аз мөлшердегі электрондар;

~ одан да аз мөлшердегі позитрондар мен антипозитрондар

50. Күн тәжінің кеңеюі. Күн желі

51. Тәждік жыртықтар. Күн желінің шапшан ағындары.

Паркер тәждің жоғары температурасын ескеріп, Күннің гравитациялық өрісіндегі тәж үшін гидродинамикалық теңдеуді шешті. Паркер тәжге екі қарама-қарсы күш әрекет етеді деп есептеді - Күн орталығына бағытталған гравитациялық күш және сыртына бағытталған қысым күші. Басқа әсер етуге мүмкін күштің - жұлдызаралық орта қысымының Күн қасындағы әсері аталмыш күштерге қарағанда елемейтіндей аз болып қарастырылды (бұл дерек тәжірибемен расталады) .

Нәтиже мынадай болып шықты. Тәждің температурасы жоғарыда айтылғандай болса, ол гидростатикалық тепе-теңдік күйде бола алмайды: гравитациялық өрістің қысымы тәждің термодинамикалық қысымын теңестіре алмайды (гравитациялық күш термодинамикалық қысым күшінен әлсіздеу болып шығады), демек, тәж кеңейеді. Паркердің шешуі бойынша (бұл кейін тәжірибемен де расталды) тәж кеңеюі 14. 1 суреттегідей болады.

14. 1 сурет - Изотермалық тәж кеңею жылдамдығының Күн орталығынан

қашықтыққа тәуелділігі. R _К ~0, 7*10 ⁶ км.

Яғни Күн маңында кеңею жылдамдығы нөлге жақын (ол түсінікті), Күннен кейбір (алыс емес) кризистік қашықтықта v _c сындық мәнінен өтеді де, асадыбыстыға жетеді. Сындық нүкте, егер тәж температурасы кейбір Τ=GM _К m/4kγR _К , мұндағы m-протонның массасы, γ -адиабата көрсеткіші, мәнінен аз болса, Күн бетінен жоғары орналасады. Ал тағы бір қашықтықтан бастап v _c өзгермейді, дерлік.

Сонымен, Паркер Күннен сыртқа қарай тәж плазмасының үздіксіз ағыны болуға тиісті екендігін көрсетті. Бұл ағын Күн желі деп аталады да, шамамен радиал, бірақ изотропты емес таралады. Эксперимент тәж плазмасының ағындарын екі топқа бөлуге болатындығын көрсетті. Ол баяу ағындар (ν∼300км/с) және шапшаң ағындар (ν∼600-700км/с) . Күн желі ағындарының бұл екі тобының бар болуын тәждің әртүрлі аймақтарындағы Күн магнит өрісінің әртүрлі геометриясымен түсіндіруге болады.

Мысалы, тұтылу кезінде тәждік жасыл сызығының жарығында алынатын кеңістіктік айырушылығы жоғары суреттер және радио- мен рентген бақылаулар мынаны көрсетті: тәждің тәждік конденсациялары деп аталатын белсенді аймақтары мен тынық барлық дерлік тәждегі (тәждің тәждік конденсациялары деп аталатын белсенді аймақтары мен тынық тәждегі) зат магнит күш сызықтарының шоқтары болып табылатын тұзақтарда (аркаларда) шоғырланған екен (тынық аймақтардағы тұзақтар айқынсыздау білдірілген) . Жоғарыда айтылғандай, магнит өрісі энергияның күш сызықтары бойымен тасымалдануына бөгет болып шықпайды, бірақ өріске көлденең бағыттағы тасымалдау құбылыстарын елеулі түрде қиындатады. Сондықтан тәж затының планета аралық кеңістікке ағылуы қиындаған болады (ол магнит күш сызығына көлденең болады, мысалы, «Күн магнит өрістері» дәрістегі 1 суретті қараңыз) .

Бірақ зат планета аралық кеңістікке босанып шығатын “жұбаныштар” да бар екен. Күн тәжінің кейбір аймақтарында тұзақтар жоқ болады. Рентген сәулелердегі жарықтылығы төмендеген болғанына байланысты бұл аймақтарды тәждік жыртықтар (тесіктер) деп атайды. Тәждік жыртықтарға мынау тән:

1) олар фотосфераның униполяр магнит аймақтары үстінен орналасқан, сондықтан магнит күш сызықтары планета аралық кеңістікке шығып, оның Күннен алыс жерінде тұйықталатын ашық магнит құрылымдар болып табылады;

2) тікелей тәждік жыртықтар үстіндегі тәждің тығыздығы көршілес аймақтарға қарағанда шамамен 3 есе төмен;

3) тәждік жыртықтар үстіндегі тәждің температурасы 10 ⁶ К-ге дейін төмендеген болады (қалыпты аймақтар үстіндегі температура Т=1, 8∗10 ⁶ K) ;

4) тәждік жыртықтардағы хромосфера мен тәждің арасындағы өтпелі қабаттың қалыңдығы олардан тыс қалыңдығынан шамамен 3 есе көп.

Соңғы 3 жағдай тәждік жыртықтардан энергия ағылуының екі негізгі механизмілері болып табылатын сыртқа қарай сәулелендірудің және хромосфера мен тәж арасындағы ∇Т температура градиенті арқылы болатын тәжден хромосфераға қайта қарай жылу өткізгіштігінің (тәж хромосферадан ыстық) әлсізденуіне әкеледі. Шынында да, сәулелену қарқындылығы зат тығыздығы кеміген сайын азаяды, жылу өткізгіштігі ∇Т азайған сайын ортаяды, ал тәжілік астындағы температура градиенті өтпелі қабат қалыңдығының артқан және тәждік жыртықтардағы температура төмендеген болғанына байланысты (∇Т=∆T/∆x) басқа аймақтардағыдан бірнеше есе аз болады.

Бұнымен бір мезгілде тәжілік жыртықтармен көршілес аймақтарға энергияның келіп түсуі шамамен бірдей. Мұның нәтижесінде түзілетін энергия артығы, тәжілік жыртықтардағы магнит өрісінің конфигурациясы зат ағып кетуіне кедергі жасамайтындай болғандықтан, жыртықтардан ағып шығатын затпен әкетіледі, яғни күн желін үдетуге жұмсалады деген болжауды жасаұға қисынды.

Бұл болжау тәжірибелік мәліметтермен расталады. Мысалы, Налт және басқалармен 1976 жылғы орындалған күн желінің шапшаң ағындарымен экватор қасындағы тәждік жыртықтар орналасқан жерлерін салыстыру нәтижесінде үш тәждік жыртықтармен байланысты үш жылдамдығы жоғары ағын табылды; тәждік жыртықтар аудандары мен олармен байланысты шапшаң ағындардағы күн желінің максимал жылдамдығы арасындағы корреляция коэффициенті өте жоғары болып шықты (0, 96) ; шапшаң ағындардағы және тәждік жыртықтар негізіндегі магнит өрісінің уйектігі (полярлығы) арасында нанарлық корреляция табылды. Келтірілген мәліметтер гелиоэкватор қасындағы тәжідік жыртықтар Жер қасында байқалған Күн желінің шапшаң ағындарының көзі болып табылғандығын растайды. Бұл жерде мынаны айту қызық: 1979 жылы Нойс Күн үйектер (полюстар) қасында ұзақ уақыт ішінде жойылмайтын, ауданы гелиоэкватор қасындағылардан өте көп тәждік жыртықтар байқалатынын ескертіп, жоғары ендіктердегі Күн желі экватордағыдан айтарлықтай шапшаң болуы мүмкін деген болжау жасады. 1990-шы жылдары гелиомагнитсфераның жоғары ендіктерінде ұшқан ULYSSIS деген ғарыш кемесінде алынған нәтижелер бұл болжауды толығымен растады: Күннің үйектік (полюстық) аймақтардан ағып шығатын Күн желінің жылдамдығы өте жоғары болып шықты. (шамамен 700-800 км/с, экваторлық күн желінің орташа жылдамдығы шамамен 400 км/с) .

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.