Планетааралық магнит өрісі

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

Планетааралық магнит өрісі (ПМӨ) 53. Планетааралық магнит өрісінің реттелген құраушысы 54. Планетааралық магнит өрісінің кездейсоқ құраушысы.

55. Бейтарап токтық қабат, оның құрылымы

Тәж плазмасы үшін идеал өткізгіштік жуықтау жарамды, өйткені тәждің сипатты өлшемінің үлкендігіне байланысты, сөну уақыты өте жоғары болады. Сондықтан тәждегі күн магнит өрістері (күн беті астынан шығып кеткен магнит өрістері) тәж плазмасына қатырылған болады. Кейбір гелиоцентрлік қашықтықтан бастап, магнит қысымы плазманың кинетикалық энергиясың тығыздығынан аз болады. Демек тәждің магнит өрістері плазма бөлшектері артынан қозғалып, планета аралық ортаға әкетіледі де, ПМӨ-ні құрайды. Яғни планетааралық магнит өрістері күн желі плазмасымен планета аралық кеңістікте шығарылған күн магнит өрістері болып табылады. Паркер үлгісі бойынша плазма бөлшектері, олармен байланысты магнит күш сызығының учаскелері де, шамамен радиал бағытта қозғалады, ал күш сызығының “негізі”, “күн бетіндегі” белгілі нүктемен байланысқан болғандықтан, күнмен бірге айналады. Мұның нәтижесінде ПМӨ күш сызықтары Архимед шиыршығына (спираліне) жақын пішінді алады (8 суретті қараңыздар) . Шиыршық орамдары θ= const конусының бетінде орналасады. Үйектерге жақындаған сайын (θ → 0, π) B _ϕ құраушының азаюынан жоғары ендіктердегі ПМӨ көптен-көп радиал бола береді.

$C:\Documents and Settings\Yernur\Мои документы\Лекции\Солнце\Физ-косм- Солнечный ветер.files\f637b.gif$

Планетааралық магнит өрісінің күш сызығының пішіні .

Әзір біз идеал жағдайды, яғни күн желі изатропты түрде және тұрақты жылдамдықпен ағылатын жағдайды қарастырып отырмыз.

15. 2 сурет - Гелиосфералық бейтарап ток

қабатының пішіні .

Эклиптика жазықтығында (көбінесе біз оны гелио экватор жазықтығымен беттеседі деп есептейміз) магнит өрісі секторлық құрылымын білдіреді, әр сектордағы магнит өрісінің радиал құраушысы не күнге қарай, не күннен қарай бағытталған. Көбінесе не екі, не төрт күнмен бірге айналатын сектор байқалады. ПМӨ- нің секторлық құрылымы планета аралық ортада тоқтық қабаттың бар болуының салдары болып табылады. Бұл тоқ қабатын швед астро физика Альбенмен алдын ала болжаған еді. Ол күндегі белсенді аймақтармен байланысты тәж учаскелерден өтеді де, күн магнит өрісінің радиал құраушысы қарама- қарсы бағытталған белсенді аймақтарды бөледі. Тоқтық қабат шамамен Күн экваторы жазықтығында орналасады және қатпарлы (балерина белдемшесіндей) болып келеді (15. 2 сурет) . Күннің айналуы қатпарлардың шиыршыққы оралуына әкеледі. Тоқтық қабат магнит өрісінің кенет өзгеруін тудырады. Одан жоғары ПМӨ- нің радиал құраушысы бір таңбалы (бағытты) болады, тоқтық қабаттан төмен - қарама- қарсы таңбалы (бағытта) болады. Эклиптика жазықтығының қасында қозғалып, бақылаушы (мысалы, Жердегі бақылаушы) тоқтық қабаттан біресе жоғары, біресе төмен аймақтарға түседі де, ПМӨ- нің радиал құраушысының таңбасы әр- түрлі секторларға түседі.

ПМӨ құраушыларының кеңістіктік тәуелділігіне және шиыршық пен радиал бағыт арасындағы бұрышына қатысты Паркер үлгісінің салдарлары ғарыштық аппарат ұшырулар жүрісінде тексерілген. Паркер үлгісіне сәйкес ПМӨ-нің радиал құраушысы r -ге r ^--2 заңы бойынша тәуелді, бұл тәуелділік эксперимент жүзінде расталды. Азимуттік құраушысы үшін үйлесімділік жаманырақ болып шықты. Әртүрлі авторлар r ^-α тәуелділігі үшін α=(0, 8÷1, 6) мәндерін келтіреді. Яғни азимуттік құраушы Паркер үлгісіне барлық жағдайларда дәл келмейді, дегенмен теорияның бақылау мәліметте-рімен үйлесімділігі тұтас алғанда қанағаттанарлық деп есептеуге болады. Тәжірибелік тәуелділіктердің Паркер үлгісінен айырмашылығы ғарыштық аппараттың көбі ұшқан 1÷10 а. б қашықтықтарда магнит энергиясы күн желінің кинетикалық энергиясынан екі реттілікке дерлік төмен болғанына байланысты болуы мүмкін. Бұл себептен күн желі ағылуының сфералық симметриясынан үлкен емес ауытқуы күн желінің жылдамдығы мен концентрациясына әсер етпей дерлік, магнит өрісінің айтарлықтай өзгеруіне әкеле алады.

Біз қарастырғанымыз - идеал жағдай. Күнде болатын құбылыстар күн желінің тынық, реттелген, изотропты ағылуын бұзады. Кейде Күннің бөлек аймақтарында күн желі бөлшектері жылдамдығының кенет өсуі үшін шарттар туады. Осының нәтижесінде планета аралық кеңістікке күн айналу арқылы Архимед спираліне оралатын шапшаң плазма ағыны ұмтылады. Шапшаң бөлшектер бұрын шығарылған тынық ағынның бөлшектерін қуып жетеді. Бұл шапшаң ағын алдындағы плазманың сығылуына, демек оған қатырылған магнит өрісінің өсуіне, ал ағын артындағы плазманың сиретілуіне, демек магнит өрісінің азаюына, әкеледі. Шапшаң ағынның баяу ағынға қатысты жылдамдығы аса дыбысты болғанда, онлардың шекарасында соққы толқын қалыптасады. Бұған ұқсас құбылыс Күн жарқ ету кезінде де болады (15. 3 сурет) . Соққы толқындардың бар болуы, әртүрлі плазмалық орнықсыздықтардың (үзілістер, магнит өрісінің (Альвен толқындар) және зат тығыздығының (магнитдыбыс толқындары) тербелістері, т. б. ) әсері планетааралық кеңістікте ұйытылмаған шиыршықты магнит өрсімен қатар кездейсоқ, жүйесіз магнит өрістерінің пайда болуына әкеледі. Бұл кездейсоқ магнит өрістер планетааралық ортада магнит біртекті еместіктерінің жүйесін құрайды, бұл біртекті еместіктердің өлшемдері бір астрономиялық бірліктен 100 км-ге дейінгі өте кең спектрді құрайды. Жоғарыда қарастырылған ПМӨ- нің секторлары магнит біртекті еместіктердің ең ірілері болып табылады.

15. 3 сурет - Күн жарқ ету салдарынан болатын

планета аралық соққы толқын мен плазма.

лақтырылудың таралуы Тілшелер күн желі

плазмасының қозғалыс бағытын көрсетеді.

Сонымен ПМӨ екі құраушыдан тұрады: ол жүйелі (реттелген, ірі масштабты ) және кездейсоқ құраушылар. Кездейсоқ құраушыны сипаттау үшін магнит біртекті еместіктерінің жиіліктік спектрі деп аталатын нәрсені қолданады. Ол өлшемдері әртүрлі магнит біртекті еместіктеріне кездейсоқ магнит өрісінің қандай энергиясының келетінін, былайша айтқанда кездейсоқ магнит өрісінің энергиясы өлшемдері әртүрлі магнит біртекті еместіктер арасында қалай үлестірілгенін көрсетеді. Оны қалай табады? ПМӨ-ні өлшеп тұрған ғарыштық аппарат арқылы магнит біртекті еместіктері u кун желі жылдамдығымен өтеді, яғни біртекті еместіктердің T өту уақытын (периодын) өлшеп, оның өлшемін табуға болады (l=Т ^. u) . Периодтың орнына әдетте жиілікті қолданады: ν= 1/T. Ал B ² /8π-ге тең біртекті еместіктегі магнит өрісінің энергиясы орнына - жиіліктің белгілі аралығындағы магнит өрісінің энергиясын, оны бұл жағдайда энергия тығыздығы деп атайды. Сонда, магнит энергиясы тығыздығының кездейсоқ ПМӨ-ң жиілігіне тәуелділігі ПМӨ-ң жиіліктік спектрі деп аталады. Өлшеулер бұл спектрдің суреттегідей түрін бертеді. Яғги, ПМӨ-ң жиіліктік спектрінің түрі - құламалы.

56. Күн желінің жұлдызаралық ортамен әсерлесуі. Гелиомагнитосфера ұғымы.

57. Күн желінің Жер магнитсферасымен әсерлесуі.

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.

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 1 суреттегідей болады.

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.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.