"Физика және математика" кафедрасы «Оптика» пәнінің оқу-әдістемелік кешені
Фотосфера, грануляция, Күн дақтары
жүктеу/скачать 4,72 Mb.
|
Астрономия силабус
5 дәріс, блок (1), блок (1)
| 9. Фотосфера, грануляция, Күн дақтары.
Шартты түрде Күн атмосферасында бірнеше қабатқа бөлуге болады. Атмосфераның ең терең және тығыз қабаты – фотосфераның қалыңдығы 200-300км , ондағы заттың тығыздығы 10-5кг/м3 шамасында, бұл жер бетінде 1 кг/м3-ге тең жер атмосферасы тығыздығынан айтарлықтай кем. Қалыңдығы мен тығыздығының мәні шамалы сияқты көрінгеніне қарамастан, Күннің неғұрлым терең қабаттарында пайда болатын сәуле шығару түрлерінің бәрі үшін фотосфера мөлдір емес, сондықтан біз оның фотосфералық қабаттарының астына үңіліп карай алмаймыз. Фотосфераның температурасы тереңдеген сайын өседі және ол орташа 6000болады. Дәл осы температура Күн температурасы деп аталады. Фотосфераның сыртқы қабаттарында температураның кемуі салдарынан Күннің көрінерлік спектріне жұтылу қара сызықтары байқалады.Алғаш 1814 ж осындай сызықтардың бірнеше жүздеген суретін салған неміс оптигі Й.Фраунгофердің құрметіне оларды фраунгофер сызықтары деп атайды.Тағы әлгі себептен Күннің дөңгелек шеті қараңғыланып көрінеді. Фотосфераның фотосуреттерінен жіңішке күңгірт аралықтармен бөлінген,мөлшері орта есеппен 1000 км-ге жуық жарқыраған кішкентай дәнектер-гранула түріндегі оның нәзік құрылымы жақсы бйқалады.Бұл құрылым грануляция деп аталады.Ол-газдар қозғалысының салдары,ал газдар қозғалысы фотосфераның астында орналасқан конвекциялық белдеуде болады. Кейде фотосфераның жеке аймақтарында гранулалар аралығындағы қараңғы аралықтар ұлғайып,дөңгелекше кішкене кеуектер түзіледі;олардың кейбіреулері үлкен қарауытқан дақтарға айналып шала көлеңкемен жиектектеледің;шала көлеңке өзі бой-бой радиал созылған фотосфералық гранулалардан тұрады. Фотосфераның ең жоғарғы қабаттарында температура 4000 К-ге жуық мәнге жетеді. Осындай температура және 10-3 – 10-4 кг/м3 тығыздықта сутегі іс жүзінде бейтарап қалыпта болады. Негізінен металдарға жататын атомдардың 0,01 %-ке жуығы ионданған атомдар шамасында ғана. Дегенмен, жоғарырақта атмосфера ішінде температура жоғарылап, сонымен бірге иондануда әуелі ақырын, содан кейін өте тез қайтадан өсе бастайды. Жоғары қарай температура өсе бастайтын және сутегінің, гелийдің және тағы басқа элементтердің иондануын бірінен соң бірі ретімен жүре бастайтын Күн атмосферасының аймағы хромосфера деп атайды.т Дақтар- тұрақты түзіліс емес. Күн бетіндегі дақтардың саны және пішіні ұдайы өзгереді. Тегінде Күн дақтары топ-тобымен пайда болады. Күн дискісінің жиегіндегі маңында дақтар төңірегінде жарыгырақ түзілістер көрінеді, дақтар күн дискісінің центіріне жақын кезінде әлгілері байқалмайды дерлік. Осы жарық түзілістер факелдер деп аталады. Егер ақ сәулемен емес, сутегінің, иондалған кальцийдің және басқа кейбір элементтердің спектрлік сызықтарына сәйкес келетін сәулелерде фотоға түсірсе, әлгі факелдер әлдеқайда айқындалып және Күннің бүкіл бетінен көрінеді. Сондай фотосуреттерді спектрогелиограмма деп атайды. Осылар бойынша күн атмосферасының жоғарырақ қабаттарының құрылысын хромосфераны зерттейді. Күн бетіндегі әрекет-қимыл күшейген аймақтар және дақтар уақыт бойынша периодты түрде орташа алғанда 11 жыл сайын ауысып отырады. Осы құбылысты күн қимылының циклі деп атайды. Цикл басталғанда дақтар жоқтың қасы, содан кейін олардың саны әуелі экватордан жырақта, одан кейін оған жуықтап көбейе бастайды. Бірнеше жылдан кейін дақтар саны максимумға жетеді, яғни оны күн әрекет-қимылының максимумы дейді, ал содан кейін ол төмендейді. Дақтардың және факелдердің басты ерекшелігі-оларда магнит өрістерінің болуы. Дақтарда магнит өрісі индукциясы үлкен де, кейде 0,4-0,5 Тл-ға жетеді, ал факелдерде магнит өрісі бәсеңдеу. Қашан да, дақтар тобында өте-мөте ірі екі дақ бар, оның біреуі топтың батысы, екіншісі шығысы жағында: олардың таға тәрізді магниттік польюсі сияқты қарама-карсы магнниттік польютенрі бар. Күн атмосферасында магнит өрістері өте маңызды роль атқарады-олар плазманың қозғалысына, оның тығыздығына және температурасына күшті әсер етеді. Атап айтқанда, фотосфера жарықтығынының факелдерде күшейіп, ал дақтар аймағыда оның әжептәуір кемуінің мәнісі, бәсең магнит өрісінде конвекциялық қозғалыстар күшейіп, ал магнит өрісінің индукциясы үлкен болған кезінде олардың өте нашарлауынан болды. Дақтардың қара болып көрінуі тек қарама-қарсы түстердің әсері ғана; олардың айналасыдағы фотосфера ыстығырақ болғандықтан жарығырақ көрінеді. Дақтардың температурасы 3700 К маңында, сондықтан дақ спектрінде қарапайым екі атомды: СО,ТіО, СН, СN,сияқты,молекулалардың жұтылу жолақтары бар, ал бұлар ыстығырақ фотосферада атомдарға ыдырайды. Температурасы мен тығыздығы үлкен болғандықтан, факелдер үстіндегі хромосфера жарығырақ. Дақтар тобында едәуір күшті өзгерістер болған кезде, кішкене аймақта кейде хромосфералық от алыстар пайда болады: кенеттен 10-15 минут ішінде хромосфераның жарықтығы қатты күшейеді, қойыртпақталып газ атылып шығады, ыстық плазма ағыны үдей түседі. Бағзы бір жағдайларда зарядталған жеке бөлшектер өте зор энергия мәніне жете үдей қозғалады. Бұл кезде Күннің радиосәулелер шығару қуаты әдетте миллион еселеп үлкейеді. Бақылаулар Күн дақтарының уақытқа байланысты өзгеретінін көрсетті. Күндегі дақ түзілу құбылысының өлшемі Вольф саны болып табылады. Ол Күндегі осы процессті бақылау тәжірибесіне енгізген швейцар астрономы Р.Вольфтің (1816-1893) есімімен аталған. Егер дақтар тобын g санымен, ал дақтардың жалпы санын f арқылы белгілесе, онда Вольф саны W=10 g+f болып шығады. Мәселен, егер Күнде дақ болмаса, онда W=0 егер бір дақ болса, онда W=11, өйткені бір дақ бір топқа саналады. Егер дақтардың жалпы саны 17 тең 3 топ болса, онда формула бойынша W=47. Дақтарды көп жылғы бақылау нәтижесі олардың белгілі бір уақыт периодына сәйкес заңдылықпен өзгеріске түсіп отыратынын көрсетті. Бұл уақыт периоды шамамен 11 жыл, сондықтан бұл уақыт аралығын период емес ,белсенділігінің мүшелі (циклі) деп атаған дұрысырақ. Әрбір мүшелі басында дақтар Күн экваторынан алыста,+40 гелиографиялық ендіктерде пайда болады. Содан соң саны артқан сайын дақ түзілу аймағы экваторға жақындай туседі. +15 ендік шамасында Күн белсенділігінің максимумына сәйкес келетін дақтардың мол саны байқалады. Бір қызығы, дақтар міндетті түрде 40-тан жоғары ендіктерде, сонымен қатар экваторлық аймақтың жіңішке жолағында пайда болмайды . Күн белсенділігінің жаңа мүшелі басталғанда дақтар топтарындағы магнит индукциясының векторы өзінің бағытын кері бағытқа өзгертеді. Сондықтан көптеген астрономдар дақтардағы магнит өрісінің полюстығы өзгеретін периодты, 22 жылдық мүшелді, негізгі мүшел деп санайды. Күн белсенділігінің 11 жылдық мүшелінің заңдылығын 1844 жылы немістің астрономия әуесқойы Г.Швабе )1789-1875) ашты. Жердің ішкі орбитасынан беймәлім ғаламшар табуды армандаған ол оның проекциясы Күн шартабағынан қара шеңбер түрінде көрінеді деп үміттенеді.Сол үшін 25 жыл бойына Күн дақтарының пайда болуын және олардың санын белгілеп отырды.Ол жаңа ғаламшар таппады, бірақ оның есесіне Күн дақтары өзгеруінің 11жылдық мүшелі болатынын анықтады Бұдан кейін Р. Вольф 1610жылы басталған Күн дақтарын телескоппен ұзақ уақыт бақылаудың нәтижелерін пайдалана отырып, табылған заңдылықты бекітті. Вольф санының Х/Х ғасырдың ортасынан бүгінгі күнге дейінгі өзгерісі көрсетілген.Күн белсенділігінің әрбір мүшелінде оның күшеюі 4 жылға, ал сөну- шамамен 7 жылға созылады. Күн белсенділігі жоғары болған жылдары қуатты проуберанецтер мен алаулардың саны едәуір артады7 Күн белсенділігін зерттеуде астрономия әуесқойлары көп үлес қосады, олардың Күнді жүйелі бақылаулары астроном мамандар алған мәліметтер мен нәтижелерді жиі толықтырып келеді. Күн белсенділігі жоғары болған кезде , яғни дақтар дақ түзілетін аймақтың түгелдей алып жатқан олардың магнит өрістерінің индукцияларының сызықтары Күн бетінен жан-жаққа бағытталады. Дақтардың ең бәсең жылдарында олар өте аз және тек экваторлық аймақтың маңына орналасады, сондықтан олардың магнит өрістері де осы аймақта тоғысқан. Күн дақтарыны үстіндегі хромосфералардың шағын бөліктеріндегі жарықтың кенет артуы Күннің от алуын тудырады. жүктеу/скачать 4,72 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|