Күн желі және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері

Пән: Геология, Геофизика, Геодезия
Жұмыс түрі: Реферат
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 7 бет
Таңдаулыға:

Күн желі және және онда магниттік өрістің бар болу дәлелдемелері

Күн желі - ол, Күннің магниттік өрісінің күштік бағыттарын алып жүретін және Жердің магнитосферасын айнала қоршаған зарядталған бөлшектердің ағыны (плазманың) .

1957 жылы Чикаго университетінің профессоры Е. Паркер “күн желі” атауына ие болған құбылысты теориялық түрде дәлелдеген. Осы болжамдарды К. И. Грингауз тобымен советтік ғарыштық аппараттарда «Луна - 2» және «Луна - 3» орнатылған құралдардың көмегімен тәжірибелердің дәлелденуіне екі жыл қажет болды. Осы құбылыстың қызықтылығы неде жатыр екен ?

Күн желі - ол Күннен үдетіліп қозғалатын электрондардың және протондардың (квазинейтрал шарты) шамамен бірдей тығыздықта болатын әдетте толық иондалған сутегі плазмасы деп аталатын, толық иондалған сутегі газының ағыны. Жер орбитасының маңында (бір астрономиялық бірлікте немесе Күннен 1АЕ - ге) протондардың температурасы $T_{E} \gg$ 1 К және электрондардың бірнеше үлкен температурасы (индекс « Е » мұнда және одан кейін де Жер орбитасына қатысты болады) кезінде оның жылдамдығы $V_{E}$ $\gg$ 400 - 500 км/ сек орташа мәніне жетеді. Осындай температураға жеткен кезінде жылдамдық дыбыс жылдамдығынан 1 АЕ басымырақ келеді, өйткені Жер орбитасының маңында күн желінің ағыны аса дыбысты (немесе гипердыбысты) болып табылады. Өлшенген протондардың концентрациясы айтарлықтай аз және бірлік сантиметр кубта $n_{E}$ $\gg$ 10 - 20 бөлшектер шамасын құрайды. Протондар мен электорондардан басқа, планетааралық ғарыштық кеңістікте альфа - бөлшектер (протондар концентрациясынан бірнеше процентке), ауырырақ бөлшектердің аз ғана саны, сонымен қатар планетааралық магниттік өріс, Жер орбитасында оның индукциясының орташа шамасы бірнеше гамма болып шықты (lg = 10 ^-5 гаусс) табылған.

Ұзақ уақыт бойы барлық жұлдыздардың атмосферасы гидростатикалық тепе теңдік күйінде болады деп есептелген, яғни берілген жұлдыздың гравитациялық тарту күші қысым градиентімен байланысқан күшпен теңеседі деген (жұлдыздың атмосферасында қысымның жұлдыз центрінен r қашықтыққа өзгерісі) . Математикалық түрде осы тепе теңдік қарапайым дифференциалды теңдеу түрінде өрнектеледі,

(1. 1)

Мұнда G - гравитациялық тұрақты, M _* - жұлдыздың массасы, p және r - қысым және жұлдыздан бірнеше r қашықтықтағы массалық тығыздық. Күй теңдеуінен массалық тығыздықты идеал газ үшін өрнектесек

р = r RT (1. 2)

қысымды, температураны және алынған теңдеуді интегралдап, барометрлік формула деп аталатын және жеке жағдайда температурадан Т тұрақты өрнекті аламыз ( R - газдық тұрақты), ол мынадай түрге келеді

(1. 3)

Мұнда p ₀ - жұлдыз атмосферасы басталған жерінде қысымды көрсетеді ( r = r ₀ болғанда) . Өйткені Паркердің жұмысына дейін күн атмосферасы басқа жұлдыздардың атмосферасына ұқсас гидростатикалық тепе теңдік күйінде болады деп есептеліп жүрген, және оның да күйі жоғарыдағыдай формулалармен анықталған. Температураның шамамен Күннің бетінде 10 000 К - нан күн тәжінде 1 000 000 К дейін тез өсу құбылысының толық шешілмеуін және __ ескеріп, С. Чепмен Күн жүйесін қоршаған бөлек жұлдызаралық ортаға баяу өтетін сттикалық күн тәжінің теориясын дамытты. Бұдан шығатыны, С. Чепменнің көрсетуіне сәйкес, Күн айналасында айналатын Жер статикалық күн тәжіне сәйкес . Ұзақ уақыт бойы осы көзқарасқа көптеген астрофизиктер қанағаттанбаған.

Қабылданған шешімдерге қатысты қарама қарсы шешімдерді Паркер көрсетті. Ол барометрлік формуладан шығатын қысым шексіздікте ( r Ґ кезінде) сол кезде бөлек жұлдызаралық орта үшін қабылданған, қысым 10 есе шамасы бойынша асатынына көңіл аударған. Осы модельді Е. Паркер бір жақты ету үшін күн тәжі гидростатикалық тепе теңдікте болу мүмкін емес, ал керісінше Күнді қоршап тұрған планетааралық кеңістікке үздіксіз өсу керек, яғни, күн тәжінің радиалды жылдамдығы V нөлге тең емес деген тұжырымын ұсынды. Сонымен қатар гидростатикалық тепе теңдік теңдеуінің орнына қозғалыс түрін сипаттайтын гидродинамикалық теңдеуін пайдаланда, мұндағы М _Е - Күннің массасы.

$\rho V\frac{dV}{dr} = \ - \frac{dp}{dr} - \rho\ GM_{\otimes}/r^{2}$ (1. 4)

Күннен қашықтық функциясы ретінде температураның Т берілген қашықтыққа таралуы кезінде барометрлік формуланы қысым үшін және массаның сақталу теңдеуін шешу үшін пайдаланып, мына түрге келтіреміз

$\rho Vr^{2} = const$

Мұны күн желі ретінде қабылдауға болады және бөлек жұлдызаралық ортада осы шешімнің дыбысқа дейіннен ( r < r _* кезінде ) аса жоғары дыбысқа ( r > r _* кезінде) дейін өту көмегімен р қысымды келтіруге болады, міне осы шешім, күн желі деп аталған табиғатта жүзеге асады.

Планетааралық ғарыштық кеңістікке шыққан, алғашқы ғарыштық аппараттарда жүргізілген бірінші планетаралық плазма параметрлерін тікелей өлшегенде аса жоғары күн желінің болуы туралы Паркермен ұсынған идеясының екендігін көрсетті, оған қоса Жер орбитасының маңында күн желінің жылдамдығы дыбыс жылдамдығынан өте көпке асатынын көрсетті. Содан бері Чепменның күн атмосферасның гидростатикалық тепе теңдігі туралы тұжырымдардың қате екеніне көз жеткізді, ал күн тәжі планетааралық ғарыштық кеңістікке аса жоғары дыбысты жылдмдықпен үздіксіз үлкейіп жатыр. Одан кейін астрономиялық бақылаулар көптеген басқа жұлдыздар да күн желіне ұқсас «жұлдыз желіне» ие екенін көрсетті.

Күн желі сфералық - симметриялы гидродинамикалық үлгі негізінде тұжырымдалғанына қарамастан, құбылыстың өзі өте күрделі болып шықты.

Ұзақ уақыт бойы күн желі сфералық - симметриялы, яғни, күн ендігі мен бойлығына тәуелсіз деп есептелген. Өйткені 1990 жылға дейінгі аппараттар, «Улисс» (Ulysses) ғарыштық аппараттары ұшырылған кезінде, негізінде, эклиптика жазықтығында ұшқан, және осындай ғарыштық аппараттардың өлшеуі күн желінің параметрлерінің тек қана осы жазықтықта таралуын берген. Комета соңының ауытқуы бойынша жүргізілген бақылаулардың есептеулері күн желінің күн ендігіне шамамен алғанда жуықтау тәуелсіз екенін көрсетті, бірақ, кометаларды бақылаудын жасалынған осы қорытындылар осы бақылауларды түсіндіру қиындығынан айтарлықтай сенімді болған жоқ. Дегенмен, күн желі параметрлерінің бойлыққа тәуелділігі ғарыштық аппараттарда орнатылған құралдармен өлшенген, алайда ол не маңызды емес болды және күн шығу тегіндегі магниттік өріспен немесе Күндегі қысқа уақытты бейстационар процесстермен байланыстырылды (негізінде, күн жарқ етулерімен) .

Эклиптика жазықтығында плазманың және магниттік өрістің парамерлерін өлшеу планетааралық кеңістікте әр түрлі параметрлі күн желінің және магниттік өрістің әр түрлі бағытымен секторлық құрылым деп аталатын болуы мүмкін екенін көрсетті. Осындай құрылымдар Күнмен бірге айналады және олардың күн атмосферасында ұқсас құрылымдардың, олардың параметрлері былай айтқанда күн бойлығына тәуелді, нәтижесі болып табылатынын ашықтан ашық көрсетіп тұр. Сапалы төрт секторлы құрылым 1 суретте көрсетілген.

Осы кезде жер телескоптары Күн бетінде жалпы магниттік өрісті тапқан. Оның орташа шамасы 1 Гс тең, дегенмен бөлек фотосфералық құрылуларда, мысалы, күн дақтарындағы магниттік өрістер шамасынан бірнеше ретке үлкен болуы мүмкін. Плазма электрді жақсы өткізгіш болғандықтан, онда күн магниттік өрістері $j$ және $B$ пондеромоторлық күштердің пайда болуынан қалай болса да күн желімен әсерлеседі. Осы күш радиалды бағытта аз, яғни ол күн желінің радиалды құраушыларына әсер етпейді, бірақ оның радиалды бағытқа перпендикулярлы проекциясы күн желінде жылдамдықтың тангенциалды құраушыларының пайда болуына алып келеді. Дегенмен осы құраушы радиалдыдан екі есеге кіші, ол Күннен қозғалыс мөлшерінің мезетін шығаруда маңызды рөль атқарады. Астрофизиктер, соңғы жағдай Күннің ғана емес және жұлдыз желі табылған, жұлдыздардың да дамуында маңызды рөль атқаруы мүмкін деп тұжырымдайды. Ақырғы спектральды классындағы жұлдыздардың бұрыштық жылдамдығының тез кішіреюін түсіндіру үшін олардың айналасында құрылатын айналмалы моменттің планеталарға беріледі деген гипотеза шығарылған. Магниттік өріс болғанда Күннен плазманың жүруі жолымен оның бұрыштық моментінің жоғалу механизмін қарастырылғанда осы гипотезаның қайта қарастырылуын қажет етеді.

Орташа магинттік өрісті тек қана Жер орбитасының маңында ғана емес және үлкен геоцентрлік қашықтықта (мысалы, «Вояджер 1 және 2» және «Пионер 10 және 11» ғарыштық аппараттарда) өлшеуі Паркермен алынған Күн экваторының жазықтығымен шамамен сәйкес келетін эклиптика жазықтығында оның шамасы мен бағыты төмендегідей формуламен жақсы өрнектеледі

$B_{r} = \ B_{r0}{(r_{0}/r) }^{2}$ (1. 5)

$B_{V} = \ B_{r0}\Omega/V\left( \frac{r_{0}}{r} \right) ^{2}(r\ - \ r_{0})$ (1. 6)

Архимедтың паркерлік спиральы деп аталатын осы формулаларда B _r , B _j шамалары - магниттік индукция векторының радиалды және азимуталды құраушылары, оған сәйкес W - Күн айналысының бұрыштық жылдамдығы, V -күн желінің радиалды құраушысы, индекс «0» магниттік өрістің шамасы белгілі, күн тәжіндегі нүктеге қатысты.

Европалық ғарыштық агентствомен 1990 жылдың қазанында «Улисс» ғарыштық аппаратын жіберген, оның траекториясы қазіргі уақытта эклиптика жазықтығына перпендикуляр жазықтықта Күннің айналасында айналатындай қылып есептелген, күн желі сфералық симметриялы деген түсінікті мүлдем өзгертіп жіберді. «Улисс» аппаратында өлшенген радиалды жылдамдығының және күн ендігі функциясы ретінде күн желінің протондарының тығыздығының таралуы көрсетілген.

Жер орбитасының борттарында және орбитасы жоғары аппогейлі басқа да ғарыштық аппараттарында орындалған бақылаулар көрсеткеніндей, планетааралық төтенше кеңістіктік белсенді ортамен толтырылған - күн желінің плазмасымен. Күн желі Күн атмосферасының жоғарғы қабаттарында туады, және оның негізгі параметрлері күн атмосферасының сйкес параметрлерімен анықталады. Бірақ Жер орбитасына жақын күн желінің сипаттары мен Күн атмосферасындағы физикалық құбылыстары арасындағы байланыс айтарлықтай күрделі және одан басқа күн белсенділігінің деңгейіненен және Күндегі нақты жағдайға тәуелді өзгереді. Сондықтан қарапайымырақ сипаттау үшін Жер орбитасына жақын бақыланатын күн желі бірінші рет жақындағанда үш тәуелсіз құраушылардан тұрады деп есептейді, олар:

Тыныш күн желі - күн плазманың әр уақытта бар ағыны, ол барлық планетааралық кеңістікті гелиосфера шегіне дейін (50 - 200 а. е. ) толтырады;
Күн плазмасының квазистационарлы жоғары жылдамдықты ағындары рекурентті геомагнитті жауапты;
Спорадикалы жоғары жылдамдықты ағындар - құрылу құрылымы бойынша аз уақытты, аса біртексіз және күрделі, спорадикалы магнитосфералы жауапты.

Осы тізбектен, күн желі құраушыларының көрсетілген морфологиялық сипаттамаларын және құрылу механизмін қарастырамыз.

Тыныш күн желі. Қазіргі заманғы көріністерге сәйкес, Күн қойнауындағы энергия ядролық синтез процессі кезінде қалыптасады:

1H + 1H 2D + e+ + + 1, 44 МеВ,

2D + 1H 3He + γ + 5, 49 МеВ,

3He + 3He 4He + 1H + 1H + 12, 85 МеВ, (1. 7)

Мұндағы e+ позитронның белгісі, - нейтрино және γ - γ-квант көрсетіп тұр. Атап өтілген процесстердің нәтижесінде 1, 0078 г сутегі 1, г гелииға өтеді, ал қалған масса бөлшектердің кинетикалық энергиясына және радиация энергиясына айналады. Протон - протондық реакция жүрісінде энергияның бөліну жылдамдығы төмендегідей көрсетілген

$\varepsilon_{pp} = 2, 5 \cdot 10^{6}\rho X^{2}{(10^{6}/T) }^{2/3}exp\lbrack - 33, 8{(10^{6}/T) }^{1/3}\rbrack$ эрг/с (1. 8)

мұндағы ρ - күн затының тығыздығы, X - ондағы сутегі ядросының салыстырмалы мөлшері және T - температура. Назар аудара, заттың тығыздығы және оның температурасы Күн центріне қарай жоғарылайды, күн энергиясының шамамен 99%, Re = 0. 25 R☼ радиусты Күн ядросында генерацияланады деп айтуға болады.

Күн типіндегі жұлдыздарда жылу өткізгіштік мағызды емес екені белгілі, сондықтан Күн қойнауында көбейтілген энергия негізінде радиациялық тасымалдану жолымен оның бетіне өтеді, яғни оның жұтылуында және келесі қайта сулелену нәтижесінде.

Алайда күн энергиясының радиациялық тасымалдануы Күннің жоғарғы қабатында аз эффективті болады. Күн затының температурасының төмендеуіне байланысты оның ионизациялану дрежесі төмендейді және онда сутегінің нейтралды атомдарының болуы оның мөлдірлілігін айтарлықтай төмендетеді. Бұл өз кезегінде Күннің центрінен алшақтаған сайын температурасының тез төмендеуіне алып келеді, сондықтан Күн қойнауынан шығатын, әр түрлі элементерлы көлемді күн заты, конвективті тұрақсыздыққа алып келетін, қоршаған ортаға қарағанда, үлкен температураға және аз тығыздыққа ие. Оның қозу шарты Күн бетінің қабаттарында r > 0. 86 R☼ нақты орындалады, мұндағы энергия негізінде Күн қойнуынан көтерілетін, заттың элементіне кірген жылулық энергия плазмасы түрінде тасымалданады.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.