Күннің радиосәулеленуі. Тынық күннің радиусы

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 8 бет
Таңдаулыға:

Абсалют қара дене- өзіне түскен сәуле ағынын оның спектрлік құрамы мен температурасына қарамай толық жұтатын дене. Абсалют қара дененің сәуле жұтқыштық коэфиценті 1-ге тең. Ал сәуле шығаруқабілеті, оның температурасымен толқын жиілігіне байланысты анықталады. Табиғатта өзіне түскен сәуле ағынын түгелдей жұтатын дене кездеспейді. Өзінің оптикалық қасиеті жағынан абсалют қара денеге тым жақындайтын қара күйе, барқыт қара және қарайтылған платина болып есептеледі. Ол жарық ағынының көрінетін бөлігін түгелдей дерлік 99% сіңіріп алады. Физикада абсают қара дененің моделі ретінде сыртқы беті сәуле ағынын өткізбейтін, ал кішкене есігі бар қуыс дене алынады. Мұндай қуыс денеге енген сәуле оның ішкі жағына сан рет шағылып, сыртқа шықпай түгелдей делік қалып қояды. Сәуле шығаратын дененің ішкі энергиясы есебінен пайда болатын және осы дененің температурасы мен оптикалық қасиеттеріне тәуелді электромагниттік сәуле жылулық сәуле деп аталады.

Сәуле шығарушы денелермен тепе-теңдікте бола алатын бірден бір сәуле түрі жылулық сәуле болып табылады. Тепе-теңдіктегі сәуле деп аталатын осындай сәуле барлық денелері бірдей температурада болатын адиабаттық тұйық жүйеде орнығады.

Тепе-теңдіктегі күйлер мен процестер термодинамика заңдарына бағынады. Сондықтан жылулық сәуле термодинамиканың принциптерінен келіп шығатын кейбір жалпы заңдылықтарға бағынуға тиіс.

Кез келген дененің сәуле шығарғыштық және сәуле жұтқыштық қабылеттері арасында байланыс бар. Осы байланысты 1859 ж Г. Кирхгоф тепе-теңдіктегі сәуле үшін тағайындап, заң ретінде тұжырымдады: Дененің сәуле шығарғыштық қабілетінің оның сәуле жұтқыштық қабілетіне қатынасы дене табиғатына тәуелді емес, ол барлық денелер үшін жиілік пен температураның әмбебап функциясы болып табылады:

. (1)

1860 ж. Кирхгоф қара дене ұғымын енгізеді. Бұл дене бетіне түсетін сәулелік энергияны жиілігі қандай екеніне қарамай және кез келген температура жағдайында толық жұтады. Осындай дененің жұтқыштық қабілеті бірге тең: . Сонымен, Кирхгоф заңындағы функциясының мағынасы түсінікті болды: ол қара дененің сәуле шығарғыштық қабілеті.

Қара дененің сәуле шығарғыштық қабілеті және жылулық сәуле энергиясының тепе-теңдіктегі тығыздығы арасындағы байланыс мына белгілі қатынаспен анықталады

, (2)

- жиілік пен температура функциясы; ол жылулық сәуле энергиясының жиілік бойынша үлестірілуін анықтайды.

1896 ж. Вин қара дененің сәуле шығарғыштық қабілеті үшін айқындалған өрнек ұсынды:

, (4)

мұндағы - эмпирикалық тұрақтылар.

Рэлей-Джинс формуласы. 1900 ж. Рэлей, кейіннен Джинс классикалық статистикалық физиканың еркіндік дәрежелер бойынша энергияның теңдей үлестірілуі жайындағы теореманы пайдаланып, функциясы үшін басқа формула ұсынды.

. (5)

Бұл формуланы 1900 ж. Д. У. Рэлей ұсынған, толығырақ негіздеген Д. Д. Джинс

Қара дене шығаратын сәуленің спектріне жүргізілген зерттеулер мынаны көрсетті: Рэлей-Джинс формуласы жеткілікті кіші жиіліктер, яғни жеткілікті үлкен толқын ұзындықтары үшін ғана спектрді жақсы бейнелейді. Сонымен, Рэлей-Джинс және Вин формулалары қара

дене шығаратын сәуле спектрінің кіші және үлкен жиіліктер жағынан шеттерін ғана бейнелейді. Бұлар спектрдің ортаңғы бөлігін бейнелеуге тіпті жарамайды.

Күннің радиосәулеленуі. Тынық күннің радиусы

Күн атмосферасы негізінен: фотосфера, хромсфера, тәж атты үш бөліктен тұрады.

1) Фотосфера - Күн атмосферасының ең төменгі орасан жұқа қабаты. Оның қалындығы - ¹ / ₂₀₀₀ R _Күн ≈ 350 км. Ол бізге келетін күн энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 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.

2) Хромосфера- қалыңдығы 0, 04 R күн ортаңғы қабат Хромосферада әуелі сутегінің, одан кейін гелийдің де иондануына әкелетін температураның онмындаған Кельвинге дейін өсуі байқалады. Мұндағы қысым - ~10 ^-6 атм. Сөйтіп, фотосфера - бейтарап сутегінің Күндегі жалғыз аймағы. Хромосфераның жоғарғы қабаттарда тағы бір әдеттен тыс температураның кенет ~1 млн К-ге дейінгі көтерілуі байқалады.

3) Тәж- ең жоғарғы қабат. Оның қалыңдығы бірнеше R күн. Мұнда тәж - Күн атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты басталады. Ішкі тәждің температурасы - ~1, 5 млн К, қысымы - 610 ^-8 атм.

Тәждің мұндай жоғары температурасы көптеген тәуелсіз анықтамалармен расталады. тәждің бірнеше эмиссиялық сызықтар - жасыл, қызыл, т. б. тоғыздан он төртке дейін электрондарынан айырылған жоғары иондалған Fe, Nі және Ca атомдарымен жіберілген сызықтар екені табылды. Электрондардың үзілуі ауыр қозғалғыш электрондармен соқтығу нәтижесінде пайда болғандықтан, электрондардың кинетикалық энергиясы өте жоғары келеді. Қысқатолқынды аймақта Т≈1, 510 ⁶ К сиретілген газдың спектріне сәйкес иондардың негізгі сызықтардың жиынтығы байқалады. Жылдамдықтарының жылулық шашылуына байланысты жоғарыиондалған FeX-FeXІV атомдарының спектрлік сызықтарының ендігі 10 ⁶ К көп температураға сәйкес. .

Күн атмосферасы 3 қабаттан тұрады:

Әдеттегі жағдайда біз хромосфера мен Тәжді емес, фотосфераны көру себебіміз:

1) Фотосфераның оптикалық аралықта сәулеленуі хромосфера мен Тәждің сәулеленуімен 1 есе аз емес, қарқымды.

2) Хромосфера мен Тәж фотосферасының сәулеленуі үшін толығымен мөлдір.

Фоосфераның радиосәулеленуі хромосферада қатты жұтылады. Сондықтан біз Фотосфераның радиосәулеленуін бақылай алмаймыз. Тек субмиллиметрлік аймақта (L=100*10) Хромосфера мөлдір болып табылады. Тәж-тек 120 см толқын ұзындығы оптикалық қалыңдығы 1-ге тең. Сондықтан толқын ұзындығы 1 ден жоғары сәулеленуді біз ек Тәжден ал дм мен одан қысқа толқын ұзындықтары хромосфераның радиосәулеленуінің үлесі болады. Сол себептен Күннен байланысты радиокөздердің бұрыштық өлшемі көрінетін дискінің мөлшерінен әлдеқайда жоғары. Тәждің орташа температурасы 1, 5 млн К тең.

Хромосферада температура үлкен градиенті бақыланады. Төменгі хромосферада температура 7000 К-нен жоғары қарай 20 000 К өседі. Ортасымен алғанда 10 000 К деп аталатын болады.

Тәж радиосәулеленуі қарапайым модульдегенде 2 қабатты көздің радиосәулелену түрінде алуға болады. Бұл модельдік Күннің көрінетін денесінің центрі бағытындағы жарықтылықтың температурасы Тхром тең Тәжбен әлсізденген хромосфералық сәулеленуімен және өзіндік жұтылуы еске алынған Тәждің сәулеленуімен қосылады

Тб=Tхром*e+Tтәж(1-e)

Ттәж-Т оптикалық қалыңдығы

Дененің тиімді температурасы деп -бетінің әрбір 1 см Біздің денемізде сәулелену ағынын шығаратын абсалютты қара дене температурасы. (3, 3) формула Күн Тәжіндегі биіктік шкаласымен электрондық концентрациялардың бейсызық шкаласымен байланыстырады. Қысқы толқындар үшін:

Тв=Тхром+ТтәжТтәж

Толқындарда Тәж толықтай дерлік мөлдір және шет жағына қарай жарықтау болады. Негізгі ең шетінде емес центрге жуық болады бұл тәждың изотермдік еместігімен түсіндіріледі. Тәждің рптикалық тереңдігі 1-ден үлкен болатын толқын ұзындығы1, 2 м-ден үлкен болғанда барлық радиосәулелену тек тәж арқылы анықталады. Суық хромосферадан айтарлықтай үлестің жоқ болуы шетіне қарай жарқыраудың күшеюіне әкеледі. Тәждің радиоизатроптары бірнеше эллиптикалық формада болады, ол тәждің сфера еместігін білдіреді.

Күннің спораттық радиосәулеленуі

Күннің белсенділігімен болады радиосәулелену тек тәждік конденсациялардан шығатын сәулелену емес ұзақтығы бірнеше секундтан бірнеше сағатқа дейін болатын жарқылдардың бірнеше түрін кіргізеді. Жарқылдардың барлығы күн хромосферасындағы жарқ етулерімен әйтеуір бір жолмен болсада байланысты болады. Күн жарқ етулер олардың үстінде күн магнит өрісінің тұзақтары Күн атмосферасына жоғары қабаттарына көтерілетін күннің белсенді аймақтар үстінде пайда болады. Күн жарқ етулер жоғарғы ықтималдықпен полярлығы қарама-қарсы магнит өрістер бір-біріне қарай бағытпен нольдік сызықтық қасында пайда болады. Мұндай конфигурация орнықты емес магнит күш сызықтары қайта қосылуы мүмкін. Бұл қосылу кезінде магнит өрісінің секірмелі өзгерісі болады да Максвеллдің теңдеулеріне сәйкес күшті электр өрісті тудырады. Толығымен иондалған плазманың электрөткізгіштігі жоғары болады да бұл токтың

Джоульдік диссипациясы қоршаған плазманы қыздырады да жарқ ету пайда болады. Жарқ етулер кезінде зарядталған бөлшектер жоғарғы энергияларға дейін үделуі мүмкін соққы толқындар пайда болады. Әртүрлі толқын ұзындықтарының сәулелену қарқындылығы кенет өседі. Соның ішінде радиосәулеленудің жарқылдары да пайда болады. Бір энергия түрінің 2-ші энергияға ауысуы диссипация деп аталады.

1) Микротолқындық жарқылдар. Толқын ұзындығы 10-20 см-ден аз аралықта бақыланады және 2-ге бөлінеді:

1) Импульсты

2) қарқындылықтың өсуі мен азаюы біртіндеп болатын жарқылдар.

1) Импульсты жарқыл - энергиясы 80кэВ-тен жоғары қатаң рентгендік сәулеленудің жарқылдарымен байланысты. Сәулелену механизмі жарқ ету аймағындағы күшті магнит өрістерінде қозғалатын зарядталған бөлшектермен сәулелендіру яғни ол магнит тежеуіш механизмі.

2) Өсуі мен азаюы біртіндеп болатын жарқылдар -8-12А ⁰ болатын жұмсақ рентгендік сәулеленумен бірге болады. Сәулелендіру себебі, Күн жарқ ету аумағындағы плазманы 10 млн С ⁰ дейін қыздыру. Микротолқындық жарқылдар оптикалық жарқ етуге дейін бірнеше мин қалғанда басталады. Сондықтан, олардың жарқ етудің алдын ала қысқа мерзімді алдын ала болжам жасауға болады.

Дециметрлік континиум - 250 мГц-тен жоғары жиіліктер аймағында микратолдық жарқылдармен бір мезгілде байқалады және өлшемдері микратолқындық жарқылдардың көздерінің өлшемдеріне жуық көздерде сәулеленеді. Жарықтылық температурасы млн-млрд К тең. Сәулелендіру аймақтары жарқ етулер қасында фотосферадан 0, 06-0, 07 R күн жоғары емес биіктіктеяғни тәждің ең төменгі қабатында орналасады. Бұл жарқылдардың ең ықтимал механизмі -күн дақтарының биполар тобының магнит өрісімен жасалған қақпанға түскен күн жарқ ету кезінде пайда болады. Энергиясы жоғары электрондардың магнит тежеулік сәулеленуі.

10 Сәулеленудің шашырауы

Радиосәулелену астрофизикалық шарттарда тек қана жұтылмайды, сонымен қатар жиі шашырайды да. Шашыратудың екi механизмін қысқа қарап шығайық.

Томсондық шашырату - жиiлiгі өзгермеген еркiн электрондарда болады. Томсондық шашыратудың қимасы

= 6. 65⋅10 ^-25 см. ² (7)

Комптон эффектісі. Комптонның тікелей эффектсінде кванттың қозғалмайтын электронмен әсерлескенінде квант жиілігі төмендейді. Кванттың өзгертiлген жиiлiгi

(8)