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 1021 эВ-ке дейін жатады. Эрг=1012=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.1021 эВ- Ғс-ң тіркелген ең жоғарғы энергиясы.Бұл энергия элементар бөлшек үшін өте үлкен энергия.
Мысал. 1)ҮАК( Үлкен Адрондық коллайдер)-энергиясы 1014 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. 1021 эВ~100Дж.
Энергиялары бойынша Ғс былай бөлінеді:
1)~1015 эВ жоғары - аса жоғары энергиялы Ғс деп аталады.
2)~ 1018 эВ жоғары Ғс-шекті жоғары энергиялы Ғс деп аталады.
Қазіргі заманғы түсініктер бойынша 1015 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. RК~0,7*106км.
Яғни Күн маңында кеңею жылдамдығы нөлге жақын (ол түсінікті), Күннен кейбір (алыс емес) кризистік қашықтықта vc сындық мәнінен өтеді де, асадыбыстыға жетеді. Сындық нүкте, егер тәж температурасы кейбір GMКm4kRК, мұндағы m-протонның массасы, -адиабата көрсеткіші, мәнінен аз болса, Күн бетінен жоғары орналасады. Ал тағы бір қашықтықтан бастап vc 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 (300кмс) және шапшаң ағындар (600-700кмс). 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 ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.