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 TE≫ 100000 К және электрондардың бірнеше үлкен температурасы (индекс Е мұнда және одан кейін де Жер орбитасына қатысты болады) кезінде оның жылдамдығы VE ≫ 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 nE ≫ 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 = rRT (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 p0 - жұлдыз атмосферасы басталған жерінде қысымды көрсетеді (r = r0 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 МЕ - Күннің массасы.

ρVdVdr= -dpdr-ρ GM⊗r2 (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

ρVr2=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 ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.