Жалпы астрономия
Күн тәжінің кеңеюі. Күн желі
жүктеу/скачать 9,3 Mb.
|
POSOBIE PO ASTRONOMII
New Microsoft PowerPoint Presentation, New Microsoft PowerPoint Presentation, Избасарқызы Айда фиас 327 курстык жумыс, Избасарқызы Айда фиас 327 курстык жумыс, Избасарқызы Айда фиас 327 курстык жумыс, powerpointbase.com-902, mu, Күнтізбелік сабақ жоспары (2), Күнтізбелік сабақ жоспары (2)
| 3.2.11. Күн тәжінің кеңеюі. Күн желі
Паркер тәждің жоғарыда айтылған 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. Әсері болуы мүмкін басқа 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 суреттегідей болады, яғни Күн маңында кеңею жылдамдығы
нөлге жақын (ол түсінікті), Күннен кейбір (алыс емес) кризистік қашықтықта vc сындық мәнінен өтеді де, асадыбыстыға жетеді. Сындық нүкте, егер тәж температурасы кейбір GMКm/4kRК, мұндағы m-протонның массасы, -адиабата көрсеткіші, мәнінен аз болса, Күн бетінен жоғары орналасады. Ал тағы бір қашықтықтан бастап vc өзгермейді, дерлік. Сонымен, Паркер Күннен сыртқа қарай тәж плазмасының үздіксіз ағыны болуға тиісті екендігін көрсетті. Бұл ағын Күн желі деп аталады да, шамамен радиал, бірақ изотропты емес таралады. Эксперимент тәж плазмасының ағындарын екі топқа бөлуге болатындығын көрсетті. Ол баяу ағындар (n~300км/с) және шапшаң ағындар (n~600-700км/с). Күн желі ағындарының бұл екі тобының бар болуын тәждің әртүрлі аймақтарындағы Күн магнит өрісінің әртүрлі геометриясымен түсіндіруге болады. Мысалы, тұтылу кезінде тәждің жасыл сызығының жарығында алынатын кеңістіктік айыруы жоғары суреттер және радио- мен рентген бақылаулары мынаны көрсетті: тәждің тәждік конденсациялары деп аталатын белсенді аймақтары мен барлық дерлік тынық тәждегі зат магнит күш сызықтарының шоқтары болып табылатын тұзақтарда (аркаларда) шоғырланған екен (тынық аймақтардағы тұзақтар айқынсыздау білдірілген). Жоғарыда айтылғандай, магнит өрісі энергияның күш сызықтары бойымен тасымалдануына бөгет болып шықпайды, бірақ өріске көлденең бағыттағы тасымалдау құбылыстарын елеулі түрде қиындатады. Сондықтан тәж затының планета аралық кеңістікке ағылуы қиындаған болады (ол магнит күш сызығына көлденең болады, мысалы, «Күн магнит өрістері» дәрістегі 1 суретті қараңыз). Бірақ зат планета аралық кеңістікке босанып шығатын мүмкіндіктер де бар екен. Күн тәжінің кейбір аймақтарында тұзақтар жоқ болады. Рентген сәулелердегі жарықтылығы төмендеген болғанына байланысты бұл аймақтарды тәждік жыртықтар (тесіктер) деп атайды. Тәждік жыртықтарға мынау тән: 1) олар фотосфераның униполяр магнит аймақтары үстінен орналасқан, сондықтан магнит күш сызықтары планета аралық кеңістікке шығып, оның Күннен алыс жерінде тұйықталатын ашық магнит құрылымдар болып табылады; 2) тікелей тәждік жыртықтар үстіндегі тәждің тығыздығы көршілес аймақтарға қарағанда шамамен 3 есе төмен; 3) тәждік жыртықтардың үстіндегі тәждің температурасы 106 К-ге дейін төмендеген болады (қалыпты аймақтарда температура ); 4) тәждік жыртықтардағы хромосфера мен тәждің арасындағы өтпелі қабаттың қалыңдығы олардан тыс қалыңдығынан шамамен 3 есе көп. Соңғы 3 жағдай тәждік жыртықтардан энергия ағылуының екі негізгі механизмдері болып табылатын сыртқа қарай сәулелендірудің және хромосфера мен тәж арасындағы Т температура градиенті арқылы болатын тәжден хромосфераға қайта қарай жылу өткізгіштігінің (тәж хромосферадан ыстық) әлсізденуіне әкеледі. Шынында да, сәулелену қарқындылығы зат тығыздығы кеміген сайын азаяды, жылу өткізгіштігі Т сайын азаяды, ал тәжілік астындағы температура градиенті өтпелі қабат қалыңдығының артқан және тәждік жыртықтардағы температура төмендеген болғанына байланысты (Т=T/x) басқа аймақтардағыдан бірнеше есе аз болады. Бұнымен бір мезгілде тәжілік жыртықтармен көршілес аймақтарға энергияның келіп түсуі шамамен бірдей. Мұның нәтижесінде түзілетін энергия артығы, тәжілік жыртықтарындағы магнит өрісінің конфигурациясы зат ағып кетуіне кедергі жасамайтындай болғандықтан, жыртықтардан ағып шығатын затпен әкетіледі, яғни күн желін үдетуге жұмсалады деген болжауды жасаұға қисынды. Бұл болжау тәжірибелік мәліметтермен расталады. Мысалы, Налт және басқалармен 1976 жылғы орындалған күн желінің шапшаң ағындарымен экватор қасындағы тәждік жыртықтар орналасқан жерлерін салыстыру нәтижесінде үш тәждік жыртықтармен байланысты үш жылдамдығы жоғары ағын табылды; тәждік жыртықтар аудандары мен олармен байланысты шапшаң ағындардағы күн желінің максимал жылдамдығы арасындағы корреляция коэффициенті өте жоғары болып шықты (0,96); шапшаң ағындардағы және тәждік жыртықтар негізіндегі магнит өрісінің үйектігі (полярлығы) арасында күткендей корреляция табылды. Келтірілген мәліметтер гелиоэкватор қасындағы тәжідік жыртықтар Жер қасында байқалған Күн желінің шапшаң ағындарының көзі болып табылғандығын растайды. Бұл жерде мынаны айту қызық: 1979 жылы Нойс Күн үйектер (полюстар) қасында ұзақ уақыт ішінде жойылмайтын, ауданы гелиоэкватор қасындағылардан өте көп тәждік жыртықтар байқалатынын ескертіп, жоғары ендіктердегі Күн желі экватордағыдан айтарлықтай шапшаң болуы мүмкін деген болжау жасады. 1990-шы жылдары гелиомагнитсфераның жоғары ендіктерінде ұшқан ULYSSIS деген ғарыш кемесінде алынған нәтижелер бұл болжауды толығымен растады: Күннің үйектік (полюстық) аймақтардан ағып шығатын Күн желінің жылдамдығы өте жоғары болып шықты. (шамамен 700-800 км/с, экваторлық күн желінің орташа жылдамдығы шамамен 400 км/с). Сонымен күн желінің шапшаң ағындары тәждік жыртықтармен тығыз байланысты екендігі тәжірибе арқылы дәлелденген деп айтуға болады. Баяу ағындар да ауданы аздау тәждік жыртықтардан ағылуы мүмкін. Бірақ, бұл ағындардың магнит өрісінің айтарлықтай тангенциал құраушысы бар аймақтардан ағылуы одан көрі ықтималдау болып көрінеді. Кеңеюден Күн желінің тығыздығы азаяды, ал жылдамдығы белгілі қашықтықтан бастап дерлік тұрақты қалады, сондықтан күн желінің қысымы күннен қашықтық өскен сайын кемиді де, белгілі бір қашықтықта жұлдызаралық орта қысымымен теңеседі. Бұның нәтижесінде күн желінің кеңеюі тоқталады, және де күн желінің кеңею жылдамдығы аса дыбысты болғандықтан, жұлдыз аралық ортамен шекарада соққы толқын фронты түзіледі. Яғни гелиомагнит сфера деп аталатын күн желімен толтырылған ғарыш кеңістігі аймағының анық шекарасы бар, бұл шекарадан әрі күн желі таралмайды. жүктеу/скачать 9,3 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|