Quyosh tojidagi nuqtasimon tizmalar va ularning ko’rsatgichlari

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	2.1MB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Quyosh tojidagi nuqtasimon tizmalar va ularning ko’rsatgichlari

Купить

Mundarija: Kirish …………………………………………………………………….. 3 I BOB. Quyoshni tekshirish usullari va obektlari . .......................................... 7 1.1. Turli spektrlarda Quyosh tasviri …………………………………………. 10 1.2. Monoxromatik filtr yordamida Quyoshni kuzatish ………………………..14 1.3. Quyoshni atmosfera qatlamlari spektri …………………………………... 17 II BOB. Atmosferaning mayda strukturasi………………………………...21 2.1 Fotosferada granulyatsiya va tebranishlar………………………………….22 2.2 Xromosferada supergranulyatsiya va spikulalar…………………………...25 2.3 Tojda sirtmoqsimon yoki yoysimon tuzilmalar va yorug‘ toj nuqtalar……29 2.4Quyoshdagi yorug‘ nuqtasimon tuzilmalarning fizikko‘rsatgichlarini aniqlash usullari…………………………………………………………………………36 II BOB. Quyosh tojini uzoq ultrabinafsha nurlarida tekshirish…………...39 3.1. Quyoshning uzo

Kirish Koinot tabiatning tyganmas kitobidir. Unung sirlarini o`rgangan inson o`z tarixini zamon kelajagini bilib oladi. Koinotda mavjud jismlar, va ularning harakatlanishi va bu harakatning bizning planetamizga ta`sirini o`rganish hammaning diqqat etiborini tortadi. Bu hodisalarni o`rganishda astronomiya, astrofizika, astrometriya, osmon mexanikasi kabi fanlarning rivojlanishi muhim ahamiyat kasb etadi. Quyosh yerdagi hayotni ta’minlovchi o`lkan olovli shar bo‘lib uning yorug‘ligi, energiyasi yerdagi hayotni davomiyligini ta’minlaydi. Quyosh protuberanetslari quyosh atmosferasidagi “osilib” turuvchi qizigan gaz bulutlaridir. Protuberanetslar haqida ma’lumot olish oson emas. Sababi Quyosh sirtining haroratining issiqligidir, juda katta tezlikda harakatlanishi, quyosh tojidan ichkarida joyla

Bitiruv malakaviy ishimning maqsadi va vazifalari: Quyosh ichki tuzilishi va uning atmosferasini haqidagi bilimlarimizning oshirish, Quyosh aktivligining siklik o`zgarishi barobarida tojning yorug` nuqtalari sonini (bir vaqt momentida Quyosh yuzidagi yorug` nuqtalarni soni) o`zgarishini tekshirish. Quyoshdagi bo‘ladigan energetik o‘zgarishlarning uning atmoserasi tizilishi va uning tojidagi tuzilmalarni turlari va ularni shakllarini o‘rganishdan iboratdir. Ishning ilmiyligi va ahamiyati: Mavzuga oid ilmiy manbalar va kerakli adabiyotlardan foydalangan holda protuberanetslarning yashash vaqti, harorati, balandligi, kengligini hosil bo‘lishi shartlari o‘rganildi. Ushbu malakaviy bitiruv ishidan umumiy astronomiya kursida, Astrofizika fanlarida foydalanish mumkin. Har qanday o‘rganilayotgan o

6. Demokratik bozor islohotlarini va iqtisodiyotini liberallashtirishni yanada chuqurlashtirish Oltinchi yo’nalishda raqobat to’g’risida to’xtaldi. Raqobatlasha oladigan har qanday mahsulot yoki shu mahsulotni ishlab chiqarish ilmiy asoslangan bo’lsada yoki uni ishlab chiqaruvchining ilmiy saviyasi yuqori darajada bo’lganligini bu mahsulot raqobatlasha olishi mumkin ekanligini anglash mumkin. Hech bir zamonda hozirgi kundagi kabi iqtidorli yoshlarga keng yо‘l ochilmagan. Bularning hammasi Mustaqilligimiz sharofatidir. Mutaqillik esa о‘z-о‘zidan qо‘lga kiritilmagan. Bu borada Muhtaram Prezidentimizning “ О‘zbekiston Mustaqillikka erishish ostonasida” kitobi davlatimiz rahbarining ayni shu tarixiy davrdagi faoliyatiga bag‘ishlangan. Xalqimizning asriy orzusi bо‘lgan milliy istiqlol mavzusiga

I Bob. Quyoshni tekshirish usullari va ob’ktlari . Osmonda Quyosh bizga taxminan yarim gradus burchak ostida, aylana shakldagi barkash sifatida ko‘rinadi. Quyosh gardishining chetlari keskin chegaraga ega va uning radiusini yetarli darajada yuqori (bir burchakiy yoy sekundi) aniqlik bilan o‘lchash mumkin. Bunday o‘lchashlar yil dovomida Quyoshning burchakiy diametri biroz (31  31  -afeliyda (iyulni boshida), 32  35  perigeliyda (yanvarni boshida)) o‘zgarib turishini ko‘rsatadi. Bu o‘zgarishlar orbitaning elliptikligi tufayli Quyosh bilan Yer orasidagi masofani biroz uzayishi va qisqarishi bilan bog‘liq. Quyoshning haqiqiy radiusi uning pulsatsiyalanishi tufayli biroz kattalashib va kichrayib turadi va u o‘z o‘qi atrofida aylanganligi tufayli aylanish o‘qi bo‘ylab biroz siqilgan bo‘lish

Quyosh plazma shar bo‘lib, uning o‘rtacha radiusi 696000 km. Quyosh gaz shar bo‘lsada, u keskin chegaraga ega ekanligi uning moddasini nur yutish xususiyati bilan bog‘liq. Quyoshning hajmi 1,4  10 27 m 3 , massasi 2  10 30 kg va o‘rtacha zichligi 1410 kg/ m 3 . Quyosh yuzida og‘irlik kuchining tezlanishi 274 m/s 2 . Quyosh barcha tomonga, shu jumladan biz (Yer) tomonga ham nurlanish sifatida energiya sochadi. Yer atmosferasidan tashqarida, Quyoshdan bir astronomik birlik masofada uning nurlariga tik o‘rnatilgan yuzaga, o‘rtacha 1366,5 vt/m 2 quvvat tushadi. Agar bu yuza birligiga tushayotgan quvvatni radiusi bir a.b. ga teng sfera sirti yuzasiga ko‘paytirsak barcha tomonga sochilayotgan energiya quvvatini topamiz va u Quyoshning to‘la quvvatiga teng bo‘ladi, ya’ni 3,86 10 26 vt. Bu qiyma

Bu yerda  - burchakiy tezlik (grad/sutka),  - Quyosh sirti uchun geliografik kenglik. Yuqorida keltirilgan formula yordamida Quyoshning siderik aylanish davrini hisoblash mumkin. Quyosh ekvatorida (  =0) u 25 kunga, qutblari yaqinida esa 30 kunga teng. Sinodik aylanish davri bundan taxminan 2 kunga uzun va u Yerni Quyosh atrofida aylanishi bilan bog‘liq. Quyoshning differensial aylanishi uning aylanish momentini fotosfera ostidagi oqimlar va maydonlar ta’sirida qayta taqsimlanishi bilan bog‘liq va u Quyosh yuzida magnit maydonlar hosil qilishda, aktivlikni shakillanishida asosiy rol o‘ynaydi . Optik, ya’ni yorug‘lik nurlarida Quyosh spektri qora chiziqlar bilan kesilgan rang-barang tasma sahndan (tutash yoki uzluksiz nurlanish) iborat. Odat bo‘yicha spektr deganda ko‘z oldimizga keladig

1.1 Turli spektrlarda Quyosh tasviri . Quyosh Yer uchun eng katta energiya manbai ekanligini bilamiz. Uzoq yillar davomida Quyoshda yuz berayotgan jarayonlar insonlarni qiziqtirib kelgan. Nyuton davrida oddiy teleskop yordamida uning yuzidagi dog‘lar kuzatilgan bо‘lsa hozirgi kunga kelib zamonaviy teleskoplar sun’iy yо‘ldoshlarga о‘rnatilib uchirilib, Quyoshning Yer yuziga yetib kelmaydigan (rentgen, ultrabinafsha, infraqizil) nurlarida kuzatib, uning yuzidagi ajoyib manzaralarni insonga taqdim etmoqda. Biz quyida Quyosh yuzidagi ajoyib manzaralarini turli tо‘lqin uzunliklardagi tasvirlarini kо‘rib chiqamiz. Quyosh spektri yorug‘lik (optik) nurlarida qora chiziqlar bilan kesilgan tutash spektrdan iborat. Quyoshning optik spektri tо‘lqin uzunligi 3900 Å dan 7600 Å gacha bо‘lgan oraliqda bо‘

Quyosh energiyasining 99 % optik diapazondagi tutash spektrda sochiladi. Bu energiya Quyoshning ichki qatlamlaridan uni yuza qatlamiga chiqadi va undan fazoga tarqaladi. Tutash spektr sahnida biz har xil qoralik va kenglik (intensivlik)dagi k о ‘plab (20 000 dan ortiq) chiziqlarni k о ‘ramiz. Quyosh spektrida qora chiziqlarni birinchi bor 1814 yilda nemis optik olimi Fraungofer kuzatgan va shuning uchun bu chiziqlar fraungofer chiziqlari deb ataladi. Fraungofer chiziqlari fizik laboratoriyada kuzatiladigan qizdirilgan gazlarning emission chiziqlariga mos kelishini 1859 yilda nemis olimlari Kirxgof va Bunzenlar kashf etganlar. Hozirgi kunda Quyosh spektrida 72 kimyoviy elementning chiziqlari borligi aniqlangan. Bu chiziqlar orasida qoraligi va kengligi b о ‘yicha eng intensivi kalsiy ioni (

qatlamlari joylashgan. Atmosfera qatlamlari bilan tanishishga о‘tishdan oldin Quyosh nurlanishi tarkibi bilan tanishishni davom ettiramiz. Quyoshning optik nurlardagi tasvirlarda uning atmosfera qatlamlarining mayda tuzilmalarini kо‘rishimiz mumkin.1.1-rasmda fotosfera qatlamining mayda tuzilmalari keltirilgan. 1.4-rasm. Quyosh fotosferasining donodor tuzilish (granilyatsiya) Optik nurlarda k о ‘rinadigan spektr Quyosh nurlanishining kichik bir qismini tashkil etadi. Optik diapozondan chap tomonda k о ‘zga k о ‘rinmaydigan ultrabinafsha nurlar joylashsa, undan о ‘ng tomonda infraqizil nurlar ketma- ketligi о ‘rin egallaydi. Ultrabinafsha nurlar keng (0,01-0,39 mkm) elektromagnit t о ‘lqinlar diapozonini egallaydi. Quyoshning rentgen va ultrabinafsha nurlari Yer atmosferasida azot va kislor

bilan birgalikda chiqarish (emission) chiziqlari, keyinchalik ( λ  1000 A) esa faqat emission chiziqlar kuzatiladi. Quyosh spektrining infraqizil diapozoni (0.76  λ  10000 mkm) kam energiyali kvantlardan tashkil topgan b о ‘lib, uning bir qismi Yer atmosferasidan H 2 O va SO 2 molekulalar tomonidan qisman qolgan qismi esa t о ‘la yutiladi va Yer yuziga yetib kelmaydi. Infraqizil spektr optik diapozon singari keng qora chiziqlar bilan kesilgan tutash spektrdan iborat va unda energiyaning taqsimlanishi optik diapozondagi taqsimot singari temperaturasi T  5000 K b о ‘lgan nurlanishga mos keladi. Demak, Quyoshning infraqizil nurlanishi fatosferadan, uning past (T  4300 K) temperaturali tashqi chegarasidan sochiladi. Quyoshning infraqizil spektrining о ‘ng tomonida uning radiospektri joyla

1.2 Monoxromatik filtr yordamida Quyoshni kuzatish Yuqorida keltirilgan rasmlarda atmosfera qatlamlarining mayda strukturasi k о ‘rinmaydi ular bizga sifatiy bilim beradi xolos. YA’ni spektral chiziqlar nurida bizga Quyosh atmosferasining shu chiziqni hosil qilishda ishtirok etayotgan atom yoki ionlaridan tashkil topgan qismi k о ‘rinadi. Quyosh atmosferasining mayda strukturasini, tuzilishini kuzatish va о ‘rganish uchun biz uning yuqori burchakiy ajralishga ega b о ‘lgan monoxromatik tasvirlarni olamiz. Bu maqsadda tor о ‘tqazish polosasiga ega b о ‘lgan maxsus interferension filtrlar (nurlanish saralagichlar), IPF q о ‘llaniladi . Monoxromatik tasvir bu yagona bir t о ‘lqin nuridagi tasvir demakdir. Biroq Quyoshning spektral chiziqlari ma’lum kenglikka ega, shuning uchun monoxromatik fi

bog‘liq. Shunga qaramasdan toj temperaturasi million gradusdan yuqoriligini hisobga olsak, rentgen toj chiziqlari kengligi 1nm dan katta degan xulosaga kelamiz. Shunday qilib, rentgen toj chiziqlarini ajratish uchun interferension filtr yetarli degan xulosaga kelamiz. Ma’lum tо‘lqin uzunlik ( λ ) dagi nurni interferensiyalanishi uchun ikki aks qaytaruvchi sirt hosil qilgan muxit birinchidan, shu nurlarda tiniq bо‘lishi kerak, ikkinchidan , sirtdan nurni aks qayta olishi yuqori darajada bо‘lishi kerak, uchinchidan ikkala sirtlar orasidagi masofa tо‘lqin uzunligining yarmiga butun son marta takror qiymatga ega bо‘lishi kerak, ya’ni λ =h sos φ k Bu yerda h, k-sirtlar orasidagi masofa va butun son, φ - nurni sirtga tushish burchagi. Rentgen va unga yondashgan chetki ultrabinafsha nurlarida int

Keyinchalik protoberanets-spektroskop ixtiro qilingan va u Quyosh gardishi chetida, osmon sahnida kо‘rinadigan chо‘qqilarni (protoberanetslarni) tekshirishda keng qо‘llanilgan. 16

1.3 Quyoshni atmosfera qatlamlari spektri Yuqorida kо‘rganimizdek, Quyosh spektri murakkab spektrdir. Uning optik va yaqin ultrabinafsha qismi ( λ =290 nm) qora, yutilish, (absorsion), chiziqlari bilan kesilgan tutash (uzluksiz) spektrdan iborat. Quyosh spektrining raketalar yoki kosmik apparatlarga о‘rnatilgan spektrograflar yordamida olingan uzoq ultrabinafsha ( tо‘lqin uzunligi λ 290 nm) qismida esa tutash spektr saxnida , yutilishdan yoki obsorsion ,chiziqlar bilan bir qatorda emission (yorug‘, chiqarish) chiziqlar ham kо‘rinadi. Chetki ultrabinafsha ( λ =90 nm) va rentgen ( λ =10 nm) nurlar diapozoni zich joylashgan faqat emission chiziqlardan iborat. Bunday murakkab spektr bir xil temperaturadagi atmosfera qatlamlarida hosil bо‘lmaydi, uning hosil bо‘lishinitushuntirish uchun Quyosh

butunlay tо‘sadi.Chunki bu paytda Oy gardishi Quyosh gardishidan biroz( bir yoy minuti chamasi yoki 1% ga) katta bо‘ladi. Yaraqlab turadigan Quyosh gardishi uning atmosferasini eng ichki qatlami bо‘lib, ufotosfera deb ataladi. Yorug‘lik sferasi deb ataladigan bu qatlamdan Quyosh energiyasining 99% i chiqadi. Quyosh tо‘la tutilganda, qora gardishi atrofida, xira osmon saxnida biz xromosferani kо‘ramiz. Xromosferaning ravshanligi fotosferanikidan ming marta kam bо‘lganligi uchun uni oddiy sharoitlarda kо‘rib bо‘lmiaydi. Xromosfera spektri yorug‘, emission chiziqlardan iborat. Bu chiziqlar rasmda halqa shaklida kо‘rinmoqda, chunki Oy bilan tо‘silgan Quyoshning xromosfera qatlami xalqa shaklida qora Oy gardishini о‘rab turadi va tirqishsiz spektrograf yordamida olingan uning sprektri har xil r

1. 6 rasm Ultrabinafsha diapazon (1000-2200 YE) da uch xil ekspozitsiya bilan olingan Quyosh tо‘la tutilganda olingan uning spektri tasvirlari. Ikkinchi va uchinchi qator tasvirlar ostida kimyoviy element ioni belgisi keltirilgan . Yuqoridagi spektr tо‘lqin uzunliklar shkalasi (ostida) bilan birgalikda pastda esa spektral ularda mos keladigan chiziqlar kimyoviy elementlar belgilari bilan. Bu rasmda ham biz spektral chiziqlarni halqa shaklida kо‘ramiz va ular qora Oy gardishi atrofida kо‘rinmoqda. Demak, bu chiziqlar ham fotosferadan ancha balanda hosil bо‘ladilar. Ular orasida vodorodning Layman seriyasiga tegishli L(121,6 nm), L(103,5 nm) chiziqlarni, uglerod S( III ), kremniy S i ( III ), S i ( IX ), azot N(X IV ) ionlarda va boshqa ionlarga tegishli kо‘plab spektral xalqa chiziklarni k

laboratoriya sharoitida hosil qilib bо‘lmaydi. Tashqi tojda Quyosh spektrigacha Fraungofer chiziqlari kuzatiladi. Toj nurlanishi qutblangan, ya’ni qutblanish Quyosh chetidan 0,5 R gacha masofa chegarasida taxminan 50 % gacha kuchayadi, katta masofalarda esa yana yana kamayadi. Quyosh tojining emission chiziqlari spetrning kо‘rinma va yaqin infraqizil sohasida joylashgan, ular oddiy kimyoviy elementlarga tegishli, faqat yuqori darajada ionlashgan. Toj chiziqlari toj spektrida paydo bо‘lishi uchun yuzlab elektron-volt energiya zarur bо‘ladi. Solishtirish uchun vodorodning yagona elektronini ajratib olish uchun bor yо‘g‘i 13,6 eV energiya talab qilinadi. Quyosh fotosferasining nurlanishida fotonlar yо‘q, tojning nurlanishi hisobga olmaslik darajada kichik bо‘lsada, unda modda ionlanishi juda

II. Atmosferaning mayda strukturasi Odatda atmosferani nazariy tekshirishda u birjinsli sferik qatlamlardan iborat deb olinadi va energiyani nuriy uzatish va muvozanat tenglamalarini yechish yo‘li bilan uning o‘rtacha fizik ko‘rsatkichlari (T,  , R) topiladi. Bu ko‘rsatkichlar past ajratilishi (<<1  ) ga ega bo‘lgan kuzatishlardan olingan o‘lchash natijalari bilan solishtiriladi va o‘rtacha taqsimotlar chiqariladi, ya’ni atmosfera modeli tuziladi. Yuqorida keltirilgan ko‘rsatkichlar ana shunday atmosfera modeliga tegishlidir. Yuqori darajada ajratilishi (  1  ) ga ega bo‘lgan Quyosh atmosferasi suratlarida u birjinsli emasligi va u mayda strukturaga ega tuzilmalardan tarkib topganligi, bunday tuzilmalar atmosferada gaz oqimlari bilan bog‘liqligi va ular magnit tabiatga ega ekanligini k

2.1 Fotosferada granulyatsiya va tebranishlar. Yuqori darajada ajratilish (  1  ) bilan olingan fotosfera surati mayda donador (granulyatsiyali) strukturaga ega (1.4-rasm). Yorug‘ dona (granula)lar bir-biridan ingichka nisbatan xira oraliqlar bilan ajratilgan. Bunday suratlar qozondagi suvi terilgan guruch donalari yupqa yog‘ oraliqlar bilan bir-biridan ajratib turilgan osh sirtini eslatadi. Yonma-yon joylashgan granulalarni bir- biridan o‘rtacha uzoqligi 1800 km ularni bir-biridan ajratib turadigan oraliqni kengligi 350 km dan oshmaydi. Granula kichkina (  300 km) yorug‘ nuqta sifatida paydo bo‘ladi va kengaya va yorug‘lasha boradi. Uning markazida vertikal bo‘yicha yuqoriga yo‘nalgan, tezligi 400 m/s bo‘lgan qaynoq gaz oqimi kuzatiladi. Bu oqim fotosferada soviydi va vertikal yo‘nalis

katta o‘lchamli harakat supergranulyatsiya (32  10 3 km) va gigant uya (uyurma, 3  10 5 km) deb ataladi. Vertikal bo‘yicha yuqoriga va pastga qarab yo‘nalgan tebranma harakat spektral chiziqlarni doppler siljishida nomoyon bo‘ladi va tebranish davri 5 m ga, tezligi amplitudasi fotosferaning pastki qatlamlarida 0.15 km/s va xromosferaning pastki qatlamlarida 0.5 km/s ga teng. Besh minutli tebranayotgan elementlarning ko‘ndalang kesimi 5000 dan 10000 km, ya’ni ular granulyatsiya elementlaridan ancha katta. Mezogranulyatsiyani konvektiv zonadan chiqayotgan tovush to‘lqinlar hosil qiladi. Fotosfera ostidagi katta o‘lchamga ega konvektiv oqim uyalari unda superganulyatsiyani beradi. Supergranulyatsiya (SG) ham fraungofer chiziqlarini doppler siljishda namoyon bo‘ladi. Pastki fotosferada Super

Supergranulyatsiya chegaralari yaqqol k o‘ rinadi . Ayrim fraungofer chiziqlari ( masalan , kalsiy ioni chizig ‘ i ) qanoti nurida Supergranulyatsiya chegaralari fotosfera t o‘ ri deb ataladigan yorug ‘ t o‘ rsimon tuzilmani hosil qiladi , gardish chegarasi yaqinida esa fotosferada mash ’ allar ( t o‘ rsimon yorug ‘ tuzilma ) sifatida k o‘ rinadi ( q . rasm 1.26). Yuqori darajada ajratilgan fotosfera suratlarida t o‘ r aktiv sohalardan tashqarida ham kuzatiladi va yorug ‘ nuqtalar (  200 km ) qatorlaridan iborat . Bunday ikkala tomonidan granulalar bilan siqilgan nuqtalar qatori filigri deb ataladi . Supergranulyatsiya chegarasida magnit elementlar joylashadi . K o‘ ndalang kesimi  150 km , kuchlanganligi 1500 gs b o‘ lgan bu mayda magnit qutbchalarni biri Supergranulyatsiya ni bir tomon

2.2 Xromosferada supergranulyatsiya va spikulalar . Biz yuqorida xromosferaning qalinligi 12-15 ming km ekanligini va unda temperatura balandlik b o‘ yicha k o‘ tarilishini ta ’ kidlagan edik . Biroq bu k o‘ rsatkichlar har xil xromosfera tuzilmalari uchun har xildir , chunki xromosfera o‘ ta birjinsli emas qatlamdir . Quyosh gardishi chetida u qariyib radial joylashgan va yonayotgan dashtni eslatuvchi ( Rasm 2 . 2 da ) k o‘ plab alanga tilchalari sifatida namoyon b o‘ ladi . Xromosferaning pastki qatlamlarida (1500 km ) alanga tilchalari zich joylashganliklari tufayli tutash muhit hosil qiladilar . Bir qism bunday tilchalar xromosferani eng yuqori qatlamlarigacha k o‘ tariladilar va ular spikula deb ataladilar . Spikulalar 5-10 minut umr k o‘ radilar va ularni diametri 500 dan 1200 km , b

Yuqorida ko‘rganimizdek xromosferani tuzulmalarini vodorodning N  , kalsiy ionining K chiziqlarida gardish yuzida ham ko‘rish mumkin . Kalsiy ioni chizig‘ida xromosfera yorug‘ to‘r ko‘rinishiga ega. Bu to‘rni SG chegaralari hosil qiladi. Xromosfera vodorod chizig‘i H  qanotlarida (qanotlarni xromosfera ostidan chiqayotgan nurlanish hosil qiladi) qora to‘r, chiziq markazida esa yorug‘ uyalar ko‘rinishiga ega. Rasm - 2. 3 Quyosh gardishi chetida ( a ) va yuzida ( b ) H chiziq nurida spikulalar . Gardish chetida ular yonayotgan dashtda alanga tilchalarini eslatadi . Gardish yuzida ular qora b o‘ lib k o‘ rinadi va qator - qator b o‘ lib joylashganlar . Demak spikulalar orasidagi xromosferada temperatura ulardagiga qaraganda ancha yuqori , toj temperaturasiga yaqin b o‘ lishi kerak . N  c

ichki qatlamlaridan chiqayotgan magnit kuch chiziqlari hosil qiladilar . Xromosferada modda zichligi fotosferadagidan past b o‘ lganligi uchun unda kinetik bosim ( m  2 /2) magnit bosimdan     8 2 B kam b o‘ ladi va plazmaning harakatini magnit maydon o‘ zining kuch chiziqlari b o‘ ylab y o‘ naltiradi . Shuning uchun kuchli magnit maydonga ega va supergranula chegaralarida joylashgan magnit elementlar orasida spikulalar hosil b o‘ ladi . Supergarnula ichida magnit maydon kuch chiziqlari gorizontal y o‘ nalganligi uchun ular b o‘ ylab y o‘ nalgan fibrillarni k o‘ ramiz . Shunday qilib xromosferani birjinsli b o‘ lmagan mayda strukturali qatlam sifat olishida magnit maydonlar asosiy o‘ rin egallaydi . Rasm 2.4 Kalsiy ioni ( K ) chizig ‘ i nurida xromosfera qismi . Yorug ‘ sohalar flo

Rasm- 2.5 Quyoshning sokin sohalaridagi supergranula ustida magnit maydon kuch chiziqlari (yuqorida, ko‘rsatgichlar bilan belgilangan), spikulalar (o‘rtada, kuch chiziqlariga tirmashib ko‘tarilayotgan modda), gaz oqimlari (pastda, ko‘rsatgichlar bilan belgilangan egrilar) va temperatura sohalari (gorizontal to‘lqinsimon va aylanasimon yo‘g‘on egri). 28

2.3 Tojda sirtmoqsimon yoki yoysimon tuzilmalar va yorug‘ toj nuqtalar. Yorug‘lik nurlarida Quyosh toji qator toj tuzilmalaridan iborat ekanligi azaldan ma’lum edi. Bular toj nurlari, gardish chetiga qoplangan karnaysimon, qolpoqsimon tuzilmalar va qutb taroqlari bo‘lib ular Quyosh to‘la tutilganda yoki koronograf yordamida olingan suratlarda ko‘rinar edi Biroq yumshoq rentgen nurlarda (Skaylab, 1973 y.) olingan tasvirlarida toj nihoyatda effektli tarzda namoyon bo‘ldi. Rentgen nurlarda toj tasviri maxsus rentgen teleskop yordamida olinadi. Rentgen teleskop (Skylab, Yonkon) Yerning suniy yo‘ldoshi orbitasiga chiqariladi. Avvalo bu tasvirlarda biz tojni nafaqat gardish chetidagina balki gardish yuzida ham ko‘rish imkoniyatiga ega bo‘ldik. Rentgen tasvirlarda Quyosh toji son-sanoqsiz yuqori

Rasm-2.6 Quyoshnig rentgen qism((2 x 4) yuz ming km) tasviri: gardish yuzida yorug‘ rentgen nuqtalarni va gardish chetida ko‘plab yoysimon, nursimon va sirtmoqsimon tuzilmalarni ko‘rish mumkin. Ular Quyoshning magnit maydonlari kuch chiziqlariga yopishgan toj moddasini joylashishini namoyish etadi. Jadval 2. 1 Sokin soha sirtmog‘i Tutashtiruvchi sirtmoq Aktiv soha sirtmog‘i Oddiy chaqnash sirtmog‘i Chaqnashd an keyingi sirtmoql ari L (20  700) 10 3 km (20  700)10 3 k m (10- 100) . 10 3 k m (5  50)10 3 (10  100) 10 3 T, K 1 . 8 . 10 6 (2  3) . 10 6 10 4  2.5 . 10 6  4 . 10 7 10 4  4 . 10 6 N 1/sm 3 (2  10)1 0 8 7 . 10 8 (0.5  5.0) . 10 9  10 12 10 11 Dog‘lar bilan bog‘liq toj sirtmoqlari uzunligi 10 5 km, yo‘g‘onligi esa 10 4 km va bunday sirtmoq ichida sovuq (atrofnikidan o‘n ma

bo‘ladigan spektral chiziqlarda ingichka, yuqori temperaturadagilarda yo‘g‘on bo‘ladi ya’ni sirtmoq arqonni tashqi qobug‘i yuqori temperatura (qaynoq) va ichki o‘zagi past temperaturali (sovuq). Sirtmoq arqoni o‘zagida elektron bosim past qobug‘ida esa yuqori. Rasm - 2.7 Quyosh dog ‘ i atrofidagi aktiv soha ustida har xil ionlar CII (3 10 4 K ), L  (10 4 K ), CIII (7  10 4 K ), OVI (1.8  10 4 K ), MgX (1.8  10 6 K ) chizig ‘ i nurida kuzatiladigan sirtmoqsimon tuzilmalar . Ular past temperaturada k o‘ rinadi va yuqori temperaturada hosil b o‘ ladigan uglerod ionlari nurida k o‘ rinmaydi . Tojning rentgen tasvirlarida gardish yuzida quzatiladigan yana bir mayda tuzilma yorug ‘ rentgen nuqtalardir ( k o‘ ndalang kesimi 5 – 50 ming km oraliqda , temperaturasi 3 mln gradus ). Ular minimum

oxirgi yillarda EIT/SOHO va TRACE nomli kosmik teleskoplar yordamida muvaffaqiyatli bajarilmoqda.. Odatda bir sutkada to‘rttadan olingan bunday rasmlar katalogida hafta dovomida har 15 minutda bittadan olingan qatorlari ham bor. Vaqt bo‘yicha zich ketma-ketlikda olingan Quyoshning bu rasmlari uning toj qatlamlarida ro‘y berayotgan jarayonlarni o‘rganishda qo‘llaniladi. Fizika-matematika fanlari doktori I. Sattarov rahbarligidagi yosh olimlar guruhi bu rasmlarda yorug‘ nuqtalarni tekshirishda talaygina ishlar bajardilar va ular olgan natijalar chet ellik olimlar tomonidan tan olinmoqda. Shunday qilib, xromosfera va tojda kuzatiladigan mayda strukturali tuzilmalar umumiy tabiatga ega. Ular qutblari fotosferada joylashgan magnit maydon kuch chiziqlaridan eshilgan yoysimon arqonlarni namoyish

Rasm- 2.8 Quyosh atmosferasining tashqi qatlamlariga energiya to‘lqinlar vositasida uzatiladi. Konvektiv zonada hosil bo‘lgan tovush to‘lqinlari xromosfera va tojda tezlashadi va zarb to‘lqinlariga aylanadi. Zarb to‘lqin o‘z energiyasini atmosfera moddasiga beradi, natijada xromosfera 10-30 ming gradusgacha qiziydi. Bu magnit naychalar bo‘ylab modda fotosferadan xromosferaga va undan toj qatlamlariga ko‘tariladi va undan qaytib tushadi. Magnit nay bo‘ylab harakat qilayotgan bu moddani temperaturasi balandlik bo‘ylab ortib boradi: Xromosferada (spikula) temperatura (1-2)  10 4 , tojda (sirtmoqsimon tuzilmada) 10 5 K, ya’ni magnit trubka bo‘ylab yuqori ko‘tarilgan sari T ortib boradi. Demak moddaning temperaturasini ko‘taruvchi mexanizm magnit nay bo‘ylab tarqaladi. Bunday mexanizm magnitog

borayotgan muhitda tarqalayotgan bu to‘lqinlar zarb to‘lqinlarga aylanadilar. Bunday zarb to‘lqinlar tovush to‘lqinlaridan o‘laroq tez so‘nadilar va to‘lqin harakati energiyasi issiqlik energiyaga aylanadi va xromosfera va toj moddasini qizdiradi. Biz yuqorida ko‘rib o‘tganimizdek fotosfera qatlamlari konvektiv zonadan chiqayotgan tovush to‘lqinlari tasirida 5 minutli davr bilan tebranadi (ko‘tarilib pasayib turadi). Bu tebranishlar fotosfera ostida hosil bo‘ladilar. Tebranishlar hosil qilayotgan to‘lqinlar tovush to‘lqinlari bo‘lib ular fotosferadan o‘zgarmasdan o‘tadilar. Xromosferada bunday to‘lqinlar zarb to‘lqinlariga aylanadi va o‘z energiyasini moddaga beradi. Birjinsli muhitda (l-uzunlikda) to‘lqin profilining har bir qismi o‘z tezligi bilan harakat qiladi. To‘lqin qirrasining temp

Fotosferada granulyatsion harakat magnit naylarda magnitogidrodinamik to‘lqinlar hosil qiladi. Bunday to‘lqinlarga magnit tovush va alven to‘lqinlari kiradi va ular ham yuqori qatlamlarga ko‘tarilgan sari zarb to‘lqinlarga aylanadilar va o‘z energiyasini moddaga beradi. Xromosfera va tojni to‘lqinlar bilan birgalikda o‘zgaruvchan magnit maydonda hosil bo‘ladigan elektr toklar (omik dissipatsiya) qizdirishi mumkin. Bunday toklar qarama-qarshi yo‘nalgan magnit-kuch chiziqlari orasidagi qatlamda hosil bo‘ladilar. Yuqori atmosfera qatlamlarini qizdiruvchi yana bir mexanizm bu magnit kuch chiziqlarini qisqa ulanishi natijasida ro‘y beradi va kamon singari moddani otadi. Bu masalalarga Quyosh aktivligiga bag‘ishlangan paragrafda yana qaytamiz. Yuqorida keltirilganlardan ko‘rinib turibdiki atmosf

2.4 Quyoshdagi yorug‘ nuqtasimon tuzilmalarning fizik ko‘rsatgichlarini aniqlash usullari Quyoshda yorug‘ nuqtasimon tuzilmalar borligi dastlab Skylab nomli sun’iy yo‘ldoshda olingan rentgen tasvirlarda topilgan edi[17]. Shundan so‘ng boshqa spektral chiziqlarda ham ko‘plab bunday nuqtasimon tuzilmalar borligi aniqlandi. Ularning fizik xaraktristikalarini aniqlash muhim masala hisoblanadi. Chunki Quyosh xromosferasi va tojining qizdirilish mexanizmi aynan shu tuzilmalar bilan bog‘liq bo‘lishi mumkin. Nuqtasimon tuzilma (NT) lar deb, Quyosh tojidagi o‘lchami 5  dan 50  gacha va intensivligi o‘rtacha +3  dan yuqori bo‘lgan obektlarga aytiladi (Quyoshning butun tasviri bo‘yicha o‘rtacha intensivlikdan uch sigmalar /  - o‘rtacha kvadratik chetlanish/). NT larning fizik xaraktristikalari va

markazidan chetiga tomon intensivlik o‘ zgarishini hisobga olmaslik maqsadida intensivlik taqsimlanishi silliqlanadi va aktiv sohalar bekitiladi . Silliqlangan bunday tasvirlardagi yorug ‘ nuqtalar ajratiladi va ularning koordinatalari o‘ lchanadi . NT larning fizik parametrlari ( maydoni , intensivligi va boshqalar ). Kosmik nurlardan tozalangan , matritsaning butun maydoni b o‘ yicha sezgirligi notekis va kolibravka qilingan quyoshning t o‘ la disk tasviridan o‘ lchanadi (2- rasm ). 2-rasm. Quyoshning silliqlanguncha (punktr chiziq) va silliqlangandan keyingi tasviri kesimlari (tutash chiziq). Birinchi qadamdan keyin tan olinmagan yorug‘ nuqtalar qoladi, ikkinchi qadamdan keyin esa yorug‘ nuqtalar soni 1.5 marta oshadi. Natijada Quyoshning ko‘rinma yarim sharida (FeXII  195YE chiziq) da

Bizning kelgusidagi rejalarimizdan biri, bu tuzilmalarning evolyusiyasini, shuningdek ularning tabiatini o‘rganish iborat [ 21 ]. 38

III-BOB. Quyosh tojini uzoq ultrabinafsha nurlarida tekshirish Quyosh toji Quyosh atmosferasining eng tashqi va siyrak qatlami b о ‘lib, uni elektromagnit nurlanish spektrining barcha (rentgendan to radiodiapozongacha) sohasida kuzatish mumkin. Bundan tashqari toj moddasining namunalari kosmik zondlar yordamida bevosita tadqiq qilish mumkin. Biroq tojni kuzatishning k о ‘pgina metodlari juda murakkab, ulardan olingan natijalarni talqin (interpretatsiya) qilish ancha qiyin. Quyosh toji yo Yer atmosferasidan tashqarida , ya’ni rentgen va ultrabinafsha nurlanish yutilmaydigan joyda, yoki Quyosh t о ‘la tutilgan paytda kuzatiladi, bunda Quyosh diski chetida bir necha Quyosh radiusiga ch о ‘zilgan kuchsiz oq shu’lani k о ‘rish mumkin. Tojni kuzatishni sistematik ravishda faqat radiodiapozonda o

qaraganda juda kuchsiz. Tojning Quyosh t о ‘la tutilishi paytida k о ‘rinadigan oq yorug‘ligi – bu asosan toj moddasida sochilgan Yer yunalishidagi fotosferaning (6000 K temperaturaga ega) nurlanishdir. Sochilgan uzluksiz nurlanishdan tashqari tojning k о ‘rinish spektida shuningdek kam miqdorda emmision chiziqlar ham joylashadi, lekin bu chiziqlarda nurlangan yig‘indi energiya sochilgan nurlanish energiyasi bilan solishtirilganda kam b о ‘ladi. Spektrning uzoq ultrabinafsha va rentgen sohalarida toj, zichligi kam b о ‘lishiga qaramay, Quyosh nurlanishining asosiy manbai b о ‘lib qoladi. Bu shu bilan tushuntiriladiki, yuqori temperaturalarda nurlanish maksimumi qisqaroq t о ‘lqinlar sohasiga siljiydi. Uzoq ultrabinafsha va rentgen diapozonlarda, toj moddasining ma’lum elementlari mos nisbi

t о ‘lqin uzunliklarda avvalgidek ajrata olish kuchini saqlash uchun radioteleskop antennasining aperturasini kattalashtirishga t о ‘g‘ri keladi. Quyosh tojini kuzatishning yana bir turi, yuqorida k о ‘rganimizdek-bu toj moddasini sun’iy y о ‘ldoshlar yordamida tadqiq qilishidir. Quyoshdan katta tezliklar bilan uzoqlashuvchi, juda qaynoq, siyrak zarralar oqimi «Quyosh shamoli» deb ataladi. Quyosh shamoli juda о ‘zgaruvchan va murakkab tuzilgan magnit maydondan iboratligi aniqlangan. Quyosh shamolida energiya manbalari yuqori tojning elektromagnit nurlanishi kabi quyida yotuvchi konvektiv zonadan chiquvchi nuriy b о ‘lmagan energiya xizmat qiladi. 41

3.1. Quyoshning uzoq ultrabinafsha spektri Toj nurlanishi lokal termodinamik muvozanat batamom y о ‘qolgan sharoitlarda hosil b о ‘ladi, uning interpretatsiyasi juda murakkab masala. Toj past temperaturali fotosfera nurlanishida qorilgan yuqori kinetik energiyalitemperaturaga egasiyraklashgan gaz zarralardan iborat. Atom va ionlarning tez elektronlar shuningdek sekin protonlar bilan t о ‘qnashuvlar chastotasi qandaydir muvozanat holatni о ‘rnatish uchun yetarlicha kata emas. Bunday sharoitni Yer laboratoriyasida yaratib b о ‘lmaydi, yuqori bosqichli ionlardagi nurlanishlar esa fotosferaning spektri bilan hech qanday umumiy jihatga ega b о ‘lgan spektrning k о ‘rinma sohasini vujudga keltiradi. 3.1 rasmda k о ‘ramizki, fotosfera va xromosferada yaqkol mahalliylashgan (lokallashgan) aktiv so

Shimoliy yarim sharda aktivlik Quyosh aktivligining oxirgi sikli uchun janubiy yaqqol namoyon bо‘ladi. Rasmlar Quyosh atmosferasida balandlik bо‘ylab chiziq temperatura oshishi tartibida joylashgan. Ulardagi yorug‘ sohalar Quyosh atmosferasining qaynoq joylariga, yuqoriroq sohalar esa kam isitilgan sohalarga mos keladi. A) Sakramento Pik observatoriyasida ultrabinafsha tasvirlar olingan kundagi H α -chizig‘ida Quyoshning rasmi. B) Xromosferada hosil bо‘luvchi vodorodning Layman kontiniumdagi Quyosh tasviri; temperatura 10 4 K tartibga tо‘g‘ri keladi. Unda odatda Hα - kо‘rinadigan barcha tuzilmalar: tolalar, flokkullar va boshqa obyektlarni kо‘rish mumkin; disk chetiga tomon qorayish ham sezilarli ravishda. V) harorati 10 5 K tartibga mos keluvchi N ( III ) yorug‘likdagi tasvir; unda xarak

nechta ionlash bosqichlari borligi va toj moddasida fizik sharoit bir jinsli emasligi murakkablashtiradi. Vodorodni hisobga olmaganda eng kо‘p uchraydigan elementlarning deyarli barchasi uncha kо‘p bо‘lmagan va juft atom nomeriga ega bо‘ladi. Temir, nisbiy miqdori juda kata bо‘lgan, juda eng kо‘p ionizatsiya bosqichida uchraydi va uning emission chiziqlari toj spektri uchun alohida xarakterli. Ultrabinafsha sohadan rentgen diapozonga о‘tish barobarida nurlanish chiziqlari va fon (uzluksiz spektr) orasidagi kontrast kuchayib boradi, chiziq intensivligi gazning kinetik temperaturaga tomon yanada sezilarli bо‘ladi, nurlanish esa Quyosh atmosferasining yanada balandroq qatlamlaridan keladi. Agar fotosfera harorati 5600 K ga teng absolyut qora jism singari nurlansa, u holda uning nurlanishi qis

3.2–rasm tirqishsiz spektrograf yordamida Quyoshning ultrabbinafsha nurlarida olingan tasviri. Ion о‘yg‘onishi uchun zarur energiya miqdori odatda uning hosil bо‘lishi uchun yо‘qtilgan energiya bilan teng bо‘ladi, chunki toj ionlarining nurlanishi yuqori energiyali bо‘lishi kerak. Uncha yuqori bо‘lmagan ionlanish bosqichi xromosferada (5000 dan 10000 K gacha temperatura mos), yuqori bosqichi esa (10 6 K tartibga mos temperaturali) tojda kuzatiladi. Oraliq ionlanish bosqichida ionlar о‘tish sohasida, temperatura gradiyenti kata bо‘lganidan uning qalinligi juda kichik joylashgan bо‘lishi shart. 6.30-rasmdagi spektrda Quyosh diski markazida aktivlik xodisalari yо‘q bо‘lgan holda 20 ta yozuv yordamida о‘rtalashgan natijalar keltirilgan. Kо‘rish maydoni 1 kv.mm. Bu registragrammalarda yuqori a

$kalibratsiyasi natijalarni bildiradi va 1s da 1 steradianga, 1 sm 2 da fotonlar sonida ifodalangan. Eng kuchli nurlanish chizig‘i –Layman α λ 1226 Å intensivligi 3  10 15 foton\\ sm 2 strad s. 3 .3. rasm. Λ 26 dan λ 12 Å gacha sohada Quyosh spektri. Bu sohadagi ba’zi toj chiziqlarining xarakteristikalari jadvallarda solishtirishlar qarab chiqilgan. B1 va B2 jadvallarda spektrning kо‘rinma soxasiga tegishli toj ionlari nurlanishining kuzatiluvchi chiziqlari keltirilgan. Aynan tojga tegishli chiziqlar sirasiga kelib chiqishi tojniki ekanligiga shubha yо‘q chiziqlar kiritilgan, taxmin qilinayotganlarga esa kelib chiqishi munozarali chiziqlar qoldirilgan (Vagner va Xauzlar bо‘yicha). Birinchi va ikkinchi ustunlarda izoelektronlar ketma-ketligining birinchi hadi va shu chiziqlarga mos о‘tishla$