ПӘннің ОҚУ-Әдістемелік кешені «Жалпы жертану» 5В011600 – «География»мамандығы үшін ОҚУ-Әдістемелік материалдары

«Жалпы жертану»

Семей

Дала – шөп басқан, батпақсыз жазық жер.

Жазық – жер бетінің біршама тегіс немесе белесті алқабы. Жазықтың әр жеріндегі биіктіктер бір – бірінен онша ерекшеленбейді.

Қырат – жер бетінің маңайындағы жазықтан оқшау көтеріліп жатқан алқабы. Абсолют биіктігі 200-500 м-ге дейін барады.

Метаморфтық тау жынысы – жер қойнауындағы жоғары температура мен үлкен қысымның әсерінен өзегріп, бір түрден екінші бір түрге айналған тау жынысы.

№1 дәріс Космос және планета

планетасының алатын орны анықтау.

2. 
   Күн системасы. Планеталар.
   
3. 
   Күн системасында Жер планетасының алатын орны.
   

№1 дәрістің қысқаша конспектісі

Жерден қазіргі радио және оптикалық телескоптардың көмегімеи Әлем дүниесінің Жерден Күнге дейінгі аралықтан үш жүз мың миллиард есе көп қашық бөлігі байқалады. Егер бізге Әлемнің «көрінетін» Метагалактика деп аталатын бөлегі бойынша болжайтын болсақ, Әлем негізінен сутек (80 %) және гелнйден (18%), аздаған басқа да элементтердің қатысуынан тұрады.

Әлемнің негізгі зат массасы (98%) жүлдыздарда және ол ионданған ыстық газдан — плазмадан түрады.

Метагалактикада 10²¹-ден астам жүлдыздар бар. Көптеген жұлдыздарда, планеталық система болуы мүмкін деп болжанады. Алайда, планеталардағы Әлемнің жалпы зат массасы өте аз ол 0,1%-ке де жетпеуі ықтимал.Жұлдызаралық кеңістік ерекше сирек газ, үсақ шаң-тозаңдармен толы, олар кейбір жерлерде соншалық үлкен «бұлттар» — газды және тозаңды түмандықтар түзеді. Жүлдызаралық кеңістіктің барлық бағыттарында зарядталған бөлшектердің — космостық сәулелердің қатты ағыны байқалады. Әлемде гравитациялық, магниттік жэне электр күштері өрістері бар, олар космостық объектілерді бір жерге байланыстырады. Әлемдегінің барлығы да қозғалыста болады.

Жұлдыздар. Космостық объектілердің ең мадыздысы — жүлдыздар Олар өте әр түрлі келеді, себебі олардың даму стадиясы түрліше жағдайда өтетіндіктен. Жұлдыздың химиялық қүрамы, температурасы, жарқырауы, диаметрі, массасы, тығыздығы, қозғалысымен оларға дейінгі қашықтығы олардың сәулеленуіне қарай анықталады. Жұлдыз спектрлерінің айырмашылығы ең алдымен жұлдыздың беткі қабатының температурасына байланысты болады. Температура жұлдыздың түсін де анықтайды. «Суық» жұлдыздар (3500°—6000°) ұзын толқьндарда (спектрдің қызыл бөлегі), ыстықтары (25000°—35000°) қысқа толқындарда (спектрдің көкшіл бөлегі) сәулеленеді.

Жарқырауына байланысты алып жұлдыздар мен ергежей— жұлдыздар анықталады. Олардың біріншісі күшті жарқырай-ды жәие заттың тығыздаіғы аз болуы арқылы кең көлемде (зор мөлшерде) сәулеленеді. Екіншілерінің керісінше, жарығы төмен, көлемі аз және тығыздығы мол. Мәселен, қызыл алыптар қызыл ергежейлілерге қарағанда 5—10 мың есе жарығырақ. Үлкен жүл-дыздардың диаметрі Күннің диаметріне қарағанда жүздеген есе артық (мысалы, Бетельгейзе жүлдызының диаметрі 360 есе кеп). Ергежей — жұлдыздар жерден кіші болуы мүмкін.

Жұлдыздарды массасы бойынша үнемі айыра алмайды. Жұл-дыздардың массасы Күннің массасынан 50 есе артық (сирек) немесе 10 есе кем деп есептелінеді. Жүлдыздардың тығыздығы, керісінше, мүлде әр түрлі келеді; ол алып — жүлдыздарда судың тығыздығынан миллион есе кем болуы мүмкін, ергежей—• жүлдыздарда күндегі заттардың орташа тығыздығынан (1,4 г/см³) мың есе артық, мүндай жұлдыздарда заттың 1 см³ массасы 10000 т. көп.

Көптеген жүлдыздар жалтырауын өзгертіп отырады, осыған байланысты олар айнымалы деп аталады. Тұтылмалы-айнымалы жұлдызда ол бір жүлдыз бен екінші бір жүлдыздьщ тұтылуынан, ал физикалық-айнымалы — жүлдыздың өз жағдайына байланысты болады. Физикалық-айнымалы жүлдыздар пульсирлік және эруптивті болып бөлінеді. Олардың біріншісі жал-тырауын периодты түрде өзгертіп отырады (периодтардың уа-қыт мөлшері әр түрлі, дүрыс және дүрыс емес болуы мүмкін). Екіншісі кенет жарқ етеді. Жаңа жұлдыздар кенёт иайда болғанда олардың жарқырауы 2—3 тәулік ішінде ондаған, тіп-ті жүздеген мын. есе үлғайып, одан кейін бірнеше жылда: (неме-се ондаған жылдарда) езінің бұрынғы қалпына келеді. Тетен-ше жаңа жүлдыздар едәуір сирек пайда болады, мүнымен бірге жаңа жұлдызға қарағанда мың есе артық энергиялық сәуле шашады. 1054 ж. төтенше жаңа жүлдыз пайда болған жерде кішкен-тай жұлдыз тәріздес радио және рентген сәуле шығару көзі бар 1000 км/сек шапшандықпен үлғайып бара жатқан Шаян тәріздес түмаидықтар орналасқан. Радио және рентген сәулелерінің кезі қатаң түрде оқтын-оқтын өте қысқа аралықта толықсып түратын сәуле импульстерін шығарады. Осындай космостық радио сәулесінің көздері 1967 жылы ашылған, содан ол пульсар атанған. Қазір оның 50-ден артығы белгілі, бірақ Шаян тәріздес тұман-дығы пульсары оптиканың кемегімен ғана көрінеді^!.

Жүлдыздардьщ пайда болуы жөнінде бірыңғай, жалпы жұрт қабылдаған пікір жоқ. Тартылыс күші мен магнит өрісінін, әсері арқылы газ-тозаң материяларының тығыздалуы (қоюлануы) жолымен жүлдыздардың пайда болуы туралы түрақты пікір-дің бірте-бірте қалыптасуына көп ондаған (150 жылдан астам) жылдар кетті. Бір кезде (?) жүлдыз аралық заттың массасы кризистік шамаға ауысады және тартыла бастайды (гравита-циялық конденсация). Газдың белшектері мен молекулалары пайда болған «бүлттың» орталығына жиналады; мүнымен бір-ге гравитациялық энергия кинетикалыққа, ал кинетикалық — жылу энергиясына айналады. «Бүлт» қызып, жарқырай бастай-ды — бүл протожұлдыздар (жүлдыздың бастапқы стадиясы).

Жұлдыздар бастапқы кезеңінде негізінен сутектен қүралады. Жүлдызда температура бірнеше (10—30) миллиоң градус-қа көтерілген кезде термоядролық реакция басталады, темпе-ратура көтерілген сайын олардың типтері өзгереді. Сутектің «жану» процесі арқылы ол гелийге² айналады. Қосымша энергияның бөлінуі сығылуды тежейді. Тартылыс күші ішкі (газды) қысыммен ал энергияның пайда болуы •— оның шығаруымен тепе-теңдік қалыпқа келеді. Осындай жағдайда (эволюцияның. екінші стадиясы) жұлдыз өзгеріссіз миллиардтаған жыл өмір сүреді.

Жұлдыз ядросында сутектің «жануы» нәтижесінде ядро гелийге айналып сығылады, ол температураны жоғарылатуға және оның үстіңгі қабатында ядро процестерінін, таралуына әкеп еоғады. Осы қабаттарда ауыр гелийдің пайда болуымен байланысты ядроға қысым артады, ядро онан әрі сығылып температурасы 100 млн. және одан да жоғары градусқа көтеріледі. Ядрода гелийдін, көміртекке айналу процесі басталады, одан кейін азот, неон, магний пайда болады. Температуранын; көтерілуінен болған жұлдыз ішіндегі зор қысым оның сыртқы қабатын ұлғайтуға мәжбүр етеді. Жұлдыздардың келемі еседі, осыған байланысты беткі температура төмендеп, жарқырауы артады. Жүлдыз қызыл алыпқа (эволюцияның үшінші стадиясы) айналады. Жүлдыз, мүмкін, осы стадиясында физикалық ай-нымалы болуы: оның көлемі біресе үлғайып, біресе кішірейеді, ақтығында ол жаңа жұлдыз секілді бірден от алады. Сондай-ақ, зор мелшерде энергия бөлетін қарқынды ядро реакциясы жұлдыздьң сырткы кабаттарында басталган кезде, ол төтенше жұлдыз тәрізді копарылады. Жаңа жұлдыз оталған және төтенше жаңа жұлдыз копарылган кездс жұлдыз аралык кеңістік жұлдыздары сутектен жасалынған гелий жэне баска да ауыр эле-менттермсн байытылады. Егер екінші, және тағы баска ұрпақтағы жұлдыздар осындай жұлдызаралык материядан жасалынатын болса, онда бастапкы кезеңінің өзінде олар таза сутектен кұралуы мумкін емес екендігі түсінікті.

Жұлдыздардьщ «жанарлары» бігкен болса, ол бастапкы да баяу, кейін соншалыкты шапшац сығылып— коллапсқа айналады. Егер жұлдыздың ішіндегі электронды газдың кысымы сығылуды токтата алатын болса, заттың атомдары протондар мен электрондарга «жаншылады», және жұлдыз ак ергежейл1 жұлдызга ауысады. Ак ергежейлілерде сутек жок дерлік. Олардьң көлемі аса үлкен емес, ал тығыздығы өте күшті болады, 1,2—2-ге дейін күн массасы бар жұлдыз массаларында процесс онан әpi дамиды: электрондар протондарра сіңіп, заттардың негiзri массасы нейтронга айналады. Осы нейтронды жұлдыздар белгілі жұлдыздардың ішіндегі ен кішкентайлары жэне ең тығыз келетіндері. Олардың заттарыньң тығыздығы атом ядросыньвд тығыздығымен бірдей. Тартылыс күші, Жерге қараганда жүздеген миллиард есе үлкен, нейтрондарды ұстап тұра алады. Нейтронды жұлдыздар сәуле аз шыгарады, сондьқтан да оны алыс кашыктьқтан байқау қиын. Алайда, олар байкауға болатын рентген сэулесінің көзi болуы да мумкін. Пульсарлар — нейтронды жұлдыздар, олардыц сэулеленуі дәл периодтылыкпен ерекшеленеді.

Радио сәуле күшті магнитті сызыктарының бойымен, яғни магнитті полюс төңірегімен жіңішке шоғырлар болып өтуінен пульсарлар тиімді болатынын түсінуге болады. Егер магнит oci жұлдыздыц айналу осімен тура келмесе сәуле космос кеңівстігіне ауысады. Мұнымен 6ipre сәуленің ауысу жылдамдығы жұлдыздыц айналу шапшандығы мен мөлшеріне байланысты болады. Өйткені пульсарлар сигналдарын бөліп тұрган периодтар мүлде кыска (0,03—4 сек дейш), пульсарлар соншалыкты шапшаңдьғымен айналады, мысалы Шаян тәрідес тұмадығ секундына 30 айналым шапшаңдықен айналады, мөлшері(диаметрі—12 км) онша үлкен емес.

Көлемді жұлдздың (2 күн массасынан артык) сығылуын газдардың ешкандайда ішкі кысымы токтата алмайды. Мұндай сығылған (коллапстанган) жулдыздар белініп шығуға жол бермейді, ендеше оныц 6ipдe-6ip бөлігі, 6ipде-6ip фотоны жайында «айту» мумкін емес, сондыктан да қара тесіктер деп аталады. Олар ездеінен баска космос денелерінің козгалысына әсер eтeтін тартылыс к.шi аркылы рана керсетед1.

1974 жылдан 6epi академик В. А. Абарцумянныц тетенше тығыз жулдызга дейінгі материя шоғырларының (протожулдыздың) жарылуы жолымен жүлдыздардьщ пайда болуы жөн1ңде ұсынған болжамы онан әpi өрістеілуде. Жұлдыздар мен жұлдызаралык диффузиялык материя 6ip мезгілде пайда бол-ған. Бұл болжам елеулі негіз болып табылады, мысалы, тұңғыш болжам тұрғысынан тусіндіруге болмайтын жулдыз ассоциацияларында (осы ассоциациялардың тұраксыздығы) жұл­дыздардьщ «қашуын», секунд және минут ішінде жүз, тinтi мың есе өзінің жалтырауын улғайтатын жулдыздардьң оталуын, ақырында галактикалар ядроларымен материяны лақтыруын түсіндіруге мумк1нд1к берді. Жаңа болжамды кабылдау әлем жөн1ндегі п1к1рлерд1ң барлығын кайта карауды кажет етеді. Алайда, осы eкi болжамның «байланыстырылуы» мумкін, өйткенi коллапс және антиколлапс — 6ip процестің eкi жағы.

Галактиканың орталық ядросынан галактиканы тастап кететін сутек сәуле түрінде материя бөлініп шығады. Галактикалар ядросында заттар мен энергиянын, мүншама саны қайдан шығады? Бүған әлі түсінік берілген жоқ.

Барлық галактикалар әр түрлі сатыдағы радиотолқындарын сәулелендіреді, бірақ олардың кейбірі ғана оптикалық сияқты қуатты радио сәуле шығарады, яғни оның қуаттылығы кәдімгі галактикалардан мың, ондаған мың есе көп.

Әлемде радиосәуле шығаратын көздер сондай-ақ ғажап космостық объектілер — квазарлар (төтенше жұлдыздар). Олар радиосәуле қуаттылығы жөнінде радиогалактикадан кем түсуі мүмкін, бірақ оптикалық жарық беруден олардан асып түседі. Әлемдегі бұл ең жарық берудің айқын көзі болып табылады. Квазарлардың оптикалық сәулеленуі де және радио сәуле шығаруы да айнымалы, сондықтан да олар жүлдыздар шоғыры бо-ла алмайды, бізден өте шалғай ез алдына дербес космостық объектілер. Оларға дейінгі қашықтық миллиардтаған жарық жылымен есептелінеді, яғни олар Әлемнің байқауға болатын бөлігінде орналасқан. Квазарлардың сәулеленуі Әлемнің кең көлеміндегі заттардың қасиетін зерттеуге, онын, өткендегісіне «көз жеткізуге» мүмкіндік береді. Квазарлардың табиғаты әлі анықталған жоқ. Бірқатар ғалымдар олар болашақ галактикалардың пайда болуы бастамасы тәрізді белшектерге ыдырауда (галактика — онан әрі ыдырай жарылған квазарлар «сынықтары») деп болжалдайды.

Галактикалардьщ түрлі типтері олардың эволюциясы кезеңдеріне сәйкес келуі де мүмкін. Алғашқы пайда болу кезеңіндегі галактиканың пішіні белгісіз. Бүдан кейін орталық ядродан лақтырылған заттар, галактика айналған шақта бүралған магнитті күш сызықтарында орналасып, ол спиральды пішінге ие болады. Галактика біртіндеп сығылып, бірақ спиральды құрылымын жо-ғалтпай дискіге айналады, ал ядро заттарды лақтыруды тоқтатқан кезде (бұл бірнеше миллиард жылдан кейін болады) эллипстік пішінге айналады.

Галактикалар топтанып, щоғырланып және зор айналатын систсмалар -— төтенше галактикалар (диаметрі 20• 10⁶ парсек) түзіп әлемде біркелкі таралмаған. Қазір 20-ға жуық төтенше галактикалар белгілі. Олардың диаметрі шамамен 50 мп(мегапарсек), бір-бірінен қащықтығы олардың диаметршен сәл асады.

Әлемнің бақылауға мүмкін бөлігі — Метагалактика барлық бағытта кеңеюде, яғни барлық галактикалар ара қашықтығы артып барады. Біздің тетенше галактика үшін осы кеңейтілудің шапшандығы шамамен миллиард жыл ішінде 2 мп.

Бүкіл Әлем кеңейе түсе ме? Бүл сұраққа әзірге жауап жоқ. Метагалактика- Әлемнің бір бөлігі ғана, оның ар жағы белгісіз. Метагалактика ғана үлғайтылып қоя ма, ол жағы толық белгісіз, Метагалактика толқымалы: кеңею тартылумен ауысады, содан кейін тағы да кеңейе түсе ме және тағысын тағылар бола ма? Бұл сүраққа да белгілі жауап жоқ.

Метагалактиканың көбейетіндігінде дау жоқ. Егер,олай болса біздің пікірімізден мүлде өзгеше, ол бір кезде басталған зат алғашқы кезеңінде ерекше, тетенше қысымда (10⁹³ г/см³) болуы ықтимал. Температурасы да мүлде жоғары — 10 млрд. градусқа жетті. Кеңею жұмысы шамамен 10 млрд. жыл кейін ғажайып күштін. қопарылуы нәтижесінде басталды делінеді. Төтенше тығыз заттың «сынықтары» жұлдыздық, жұлдыздар системаларының пайда болуына себеп болды. Олардың жаралу процесі онан әрі жалғасуда. Әлемде қазір қуатты қопарылыс-тардың (жаңа, төтенше жаңа, квазарлар) соншалықты көп кез-д-есіп отырғаны кездейсоқ емес. Метагалактиканың «қопары-лыс» нәтижесінде (мүмкін бүкіл Әлем бойынша болуы да) түзілу болжамына, космостық денемен ешбір қатысы жоқ, Метагалактиканьң кез келген жерінен бірқалыпта тараған реликті радиосәуленің ашылғаны дәлел болады.

Біздің Галактика. Біздің Галактика (Қүс жолы) 150 млрд. астам жүлдыздар мен 100 млн. астам тұмандықтарды біріктіреді. Көрші галактикамен Андромеда Тұмандығымен — бірге ол үш алып спиральды, 15 ергежейлі эллипстік және бүрыс галаактикадан тұратын галактикалардың Жергілікті системасы деп аталатын орталықты қүрайды. Біздің Галактика басты галактика жазықтығына қарағанда диаметрі 30 000 п шамасында спиральды, симметриялы келеді.

Орталығында қоюлана отырып жүлдыздар галактикалық жазықтықта, әсіресе Галактика орталығының төңірегінде топтастырылған. Галактиканың орталығында ядро, ол жылына 1 күн массасына тең зат массасын лақтырып отырады.

Күн системасының барлық планеталалары бір жазықтықта дерлік орналасқан эллиптикалық (шеңберге жақын) орбита бойынша Күн маңында айналады.

Орбиталары бойынша үдемелі қозғалыспен қатар планеталар (Шолпан мен Ураннан басқасы) және олардың спутниктері, орбиталық қозғалыс бағытында, өз осімен айналады.Мұнымен бірге кеңістікте осьтің айналу жағдайы үзақ уақыт мүлдем дерлік өзгермейді. Әр түрлі планеталардың айналуы периодының әр түрлі мөлшері де сақталады. Қүн өз осімен, яғни оның ма-щында орбиталар бойынша планеталар қозғалысы бағытында айналады.

Күн маңында планеталардын, орбита бойынша қозғалысын қарағанда негізгі координанттық жазықтық ретінде жер орбитасыньщ жазықтығы — эклиптика алынады.

Күн системасы планеталарыньщ қозғалысын, системаларының бірлігін дәлелдейтін дүрыс шешімін түңғыш рет Н. Коперник жасады. Оның ілімін

И. Кеплер дамытты, ол планеталардың қозғалыс зандарын ашты:

1. Барлық планеталар зллипс бойынша қозғалады, фокустердің бірінде, бүкіл планетаға ортақ Қүн бар.

2. Планетаның радиус-векторы бірдей уақыт аралықтарында бірдей үлкен ауданды сызады.

Планеталардың бір-бірін өзара тартуы Қүн тартылысына қарағанда онша үлкен емес, бірақ сонын өзі планеталар қозғалысының ауытқуына — ұйытщуына —әсер етеді. Өйткені тартылыс күші тек қана тартатын денелерді массасьна байланысты емес, ол сонымен бірге олардың; ара қашықтығына да байланысты, онша үлкен емес, бірақ өзара жақын орналасқан денелер едәуір үйытқуды тудырады.:

Кометалар мен астероидтар плаңеталар қозғалысында белгілі бір үйытқу болдырмайды. Планеталардың әсері, бұл денелердін, қозғалысына керісінше, зор болады.

Күн системасының мөлшір жұлдыздар арасындағы қашықтықпен салыстырғанда өте кіші. Олар туралы Күннен Плутонғаа дейінгі аралықтың 5905 млн.км екендігімен анықтауға болады. Күшті созылған орбигалар бойымен қозғалатын кейбір кометалар Күннен 100 000 а. е. қашықтайды. Күн системасынын , нақты шекарасы жоқ деуге болады.

Күннің бетіндегі күннін, қызған заттарын үстап түрған салмақ-күші жерге қарағанда 28 есе артық. Оньщ бетінін, температурасы 6 мың градусқа жуық, ал онын. ішкі бөлігінде 16 миллион градусқа жетеді. Онда қысым 100 млрд. атм. асқанда ядролық реакция жүреді. Бөлініп шыққан знергия Күннін, бетіне 10 млн. жыл шамасында жетеді. Мүнымен бірге ол бірнеше рет сіңіріліп қайтадан сәулеленеді, оның, сипаты өзгеріп отырады; сіңірілген гамма-сәулелердін, орнына рентген сәулесі, онын орнына — ультракүлгін, ен, соңында көрінетін және жылу сәулелері пайда болады. Күннің әлем кеңістігіне шашқан сәулесінін, энергиясыньщ жалпы мөлщері 3,9-10³³ эрг/сек. Қүн-нін, сіңірілу және қайтадан сәулелену арқылы энергия бөліп шығаратын облысы сәулелік тепе-теңдік зона деп аталады. Одан жоғары конвекция зонасы жатыр; мүнда энергияныд алмасуы күн заттарыньщ араласуы арқылы жүзеге асырылады.

Сәулеленуі бізге көрінетін, Күннің сыртқы қабаттары, күн атмосферасын түзеді, ол фотосфера, хромосфера және күн тажынан тұрады.

Фотосфера (жарық қабығы) — жүқа түссіз газ қабаты (200—300 км), онын, тығыздығы ж.оғарылаған сайын азая түседі. Осы бағытта фотосфераньщ температурасы 6000-нан 4500°-қа дейін төмендейді, бүл бүкіл күн атмосферасының ең төменгі температурасы. Фотосфера сәуле тепе-тен, жағдайында болады, ол Күннін, орталық облысынан қанша энергия бөлініп шықса пшшалықт-ы энергияны сәулелендіріп отырады. Бүл күн атмосфрасыньң негізгі бөлігі.

Фотосфераның үстінде хромосфера орналасқан. Оньң үнемі қозғалыста болатын сыртқы бетінің биіктігі 15 000—20 000 км жстсді. Одан жоғарыда (150 000 км) қызған газ — протуберанецтер}) «фонтандары» көтеріледі.

Тажыдан 300—400-ден 800 км/сек жылдамдықпен плазма (тажыньң ұлғаюы) үздіксіз бірқалыпта ағьш отырады. Бүл күн желі деп аталады. Күнде оталған кезінде 2000 км/сек шапшандықпен Жерге жетерлік корпускулдар енсіз ағындары космос кеңістігіне тарайды.

Күннің көрінетін сәулелерінің 10% жуығы нейтрино — бөл-шектері екені анықталды, онда әлектр зарядтары жоқ және ол затты жарып ететін таңғажайып қасиеті бар, Электрмен зарядталған және бейтарап белшектер ағындарынан басқа Күннен дүние кеңістігіне электр магнитті толқындар: гамма сәулесі, рентген, ультра күлгін-, жарық, инфрақызыл, радио толқындары тарайды. Күн сәулеленуінің негізгі бөлігі жарық және инфрақызыл сәуле ретінде белініп шығады.

Күннің көрінетін сәулелері аса түрақтылығымен ерекше (оның жарқырауының езгеруі 2% аспайды). Қүн спектрінің ультра күлгін және рентген бөліктері Күн активтілігіне бай-ланысты өзгеріп отырады. Сондай-ақ корпускулярлық сәулёле-нудің интенсивтілігі де өзгереді. Күн активтілігі, күн атмосфе-расында пайда болған әр түрлі түзілістер қатарында: күн дақ-тары, факелдер, флоккулдар оталулар байқалады. Оның барлығы Күннің жалпы әлсіз магнит өрісінін, фонында магниттік өрісі қуатыньң күшеюіне байланысты (қуаттылық 1 эрстеда).

Күн дақтары — фотосфералардьщ салыстырмалы суық учаскелері, олардьң температурасы қоршаған кеңістіктегіден шамамен 1500° төмен және олармен салыстырғанда қарайып көрі-неді. Күн дақтары пайда болғанға дейін оның орнында күшті магнит өрісі орнайды, ол газ конвекциясын баяулатып, сол ар-қылы энергияны фотосфераға төменнен өткізеді. Дақтар топ-тобымен пайда болады және олар бірнеше сағаттан бірнеше айға дейін өмір сүреді. Орташа дақтың көлденеңінің мөлшері 7000—15000 км жетеді. Дақтар тобында аса ірі екеуі ерекше, біреуі топтың шығыс, екіншісі батыс шетінде орналасқан, Олар бір-біріне қарама-қарсы полярлығымен белгіленеді. Ал бүкіл биполярлық группа конвективтік зонаның зор үясын түзеді. Дақтар пайда болатын зона күн экваторының екі жағында 5-тен 45° ендіктерге орналасқан. Ал басқа ендіктерде олар сирек. пайда болады. Дақ топтары барлык, уақытта жарығырақ тал-шықтылар түзілісімен — фотосфералық факельдермен қоршал-ған. Оларда магнит ерісінін, қуаты дақтарға қарағанда темен, бірақ жалпы гелиомагниттік өрісінің қуатына қарағанда жоға-ры. Бәсең магнит өрісі күшті конвекцияны тоқтата алмайды, керісінше, оны күшейте түседі, зат қозғалысын магнит қуатты линиясынын бойьшен «реттей» отырып, дүрыс «бағытқа» салады

Факелдер — салыстырмалы. түрақты түзілістер, оларды бар-лық гелиографиялық ендіктерде байқауға болады, дақтарға қа-раганда олардың алатын ауданы да үлкен. Хромосферада фотосфераныц факелдерінін жалғасы флоккул деп аталады. Оларды біріктірііг факел алаңдары деп те атайды. Күн активтілігінің — ең күшті және тез дамитын керінісі хромосфералық оталыстар-олар кенеттен және жарықтығы өте күшейіп үдей түседі, кейін баяу әлсірейді. Оталудың-көпшілігі бірнеше минутпен шектеледі. Тек ең қуатты .оталуы бірнеше сағатқа созыла-ды. Оталу кезінде рентген және ультракүлгін сәулелер күшейіп, радио сәулелердің шарпуы байқалады, күн заттарының бөлшектері — корпускулалар атылып шығады. Оталу күн -атмосферасының басқа бөлігінде де процестердін. активтілігін арттырады. Кейбір жағдайларда күннен космостық сәулелер бөлініп шығады, олардын, протондары ерекше қуатты болып келеді. Оталудың жалпы энергиясын мыңдаған сутегі бомбаларының жарылыс энергиясьшен салыстыруға болады.

Күннін, оталуы —күрделі қүбылыс. Олар бір-біріне қарама-қарсы белгідеғі магнитті өрісі бар жақын жатқан екі дақтардың арасында пайда болады. Олардың энергиясы магнит өрісінің .өзгеруі есебінен пайда болады. Оталудың көпшілігі хромосфе-рада.пайда болады, бірақ олар күн тажының төменгі. бөлігінде болып тұрады.

Күннің оталуы — міндетті түрде Жерге әсер етеді, бірақ оны әр уақытта байқауға болмайды, өйткені ол ең алдымен Жердің магнитті өрісінің әсеріне байланысты болады

Күн активтілігіне байланысты түзіліс хромосфера затының «бұлттары» — протуберанецтер, олар күн тажында ондаған мың километрге, ал кейбір жағдайларда одан да едәуір жоғары көтеріледі. Олар арқылы хромосфера мен таж аралығында зат алмасу болады. Протуберанецтер формасы, мөлшері және өмір сүруінін, ұзақтығы (минуттан айға дейін) жағынан әр түрлі. Протуберанецтерді оталудан сырттай айыру қиын, олардың кейбіреуі оталумен байланысты да болады.

Күннің активтілігі әлсін-әлсін өзгеріп отырады. Оны ең алдымен күн дақтары санының өзгеруінен байқаған, тшті өзгеру-дің орташа периоды 11 жылға тен, (кейін бұл дәлелденді де) екендігі анықталды. Бұл күн.активтілігі құбылыстарынық бүкіл комплексі үшін: факелдер мен флоккулдардың таралуы, оталудың жиілігі, протуберанецтердің саны, тажының формасы — дұрыс болып шықты. Қүн активтілігінің максимумдарының ара-лық интервалы 7-ден 17 жылға дейінгі, ал минимумдар аралық 9-дан 14 жылға дейін ауытқитын болғандықтан периодтықтан көрі 11 жылдық цикл жөнінде айтқанымыз дүрыс. Қүн активті-лігінің 11 жылдықтан басқа 5 жылдық, 22 жылдық (магнитті) және 80-90 жылдық (ғасырлық) циклдары ең дүрысы деп сана-лады. Сондай-ақ үзақтығы бірнеше жүз жылға (8—10) созыла-тын «үзын» цикл болатындығы да болжанады. Күн активтілігі-нің периодтары туралы мәселе толық шешілді деп айтуға бол-майды.

Ғалымдар күн активтілігі циклдік өзгеруінің себептері күн-нің магнитті өрісінің езгеруімен байланысты деп санайды, бірақ бүл жөнінде бірыңғай пікір жоқ. Біреулері өте бәсеқ және «шатысқан» Күннің жалпы магнитті өрісі тереңдегі процестерден пайда болды десе, басқалары Күн атмосферасында тұратын бір-қатар магнитті облыстардың жинақталуы нәтижесінде жалпы магнит ерісі пайда болады деп есептейді. Қалай болғанда да Күнде болып жатқан процестерде магнит өрісінің ролі анық.

Жер Күннің, әсерін үнемі сезініп отырады, ол осы күннен ғана энергия қабылдайды. Күнде болып жатқандардың барлығы Жерге бағытталған күн энергиясыньщ толқындары арқылы беріледі. Күн активтілігінің циклдігі географиялық қабықтағы құбылыстардьщ циклін тудырады. Қүннің жер процестеріне және ең алдымен өмірмен байланысты процестерге әсері жақсы болуымен қатар, бүл жағдайда, әсіресе күн оталуының қауыртты әсері де болуы мүмкін.

Күнді зерттеу үшін, оның активтілігінде больп жатқан өзгерістерге бақылау орнату мақсатымен стандартты программа бойыңша үнемі бақылау үйымдастырылды. Ол жұмыстар бірқа-тар елдерде, оның ішінде СССР-де жүргізілуде, Күнге қызмет жасаудың езіне 100 жылдай уақыт етті.