• Всего документов: 5844
  • Число пользователей: 15250

Информация о документе

Цена 10000UZS
Размер 284.2KB
Покупки 1
Дата загрузки 01 Июнь 2024
Расширение docx
Категория Астрономия

Продавец

Muhammadkalom Menglibayev

Дата регистрации 01 Июнь 2024

1 Продаж

Xromosfera

143-rasm. Quyosh spektri 211 m g  G 8  1 Gm  1 g  1,37  10 2 m  R  2  2 2 R 2 2 c 2   (1.10) bo‘ladi. Chunki zichlik bir xil bo‘lib, R/2 radius bilan chegaralangan sferaning ichida Quyoshning 1/8 massasi mujassamlangan bo‘ladi. U holda Quyoshning o‘rta qismida bosim: P  G  m  6,6  10 13 Н 4 R m Quyoshning o‘rta qismlaridagi temperatura holat tenglamasidan quyidagicha topiladi: T   P  GM  2,8  10 6 K R 4 Rг R (1.11) Quyoshning temperaturasi uni bir jisli emasligini e’tiborga olib hisoblaganda bu qiymatdan biroz farq qilib 3,4  10 6 K ni tashkil etadi. Turli usularni qo‘llab, Quyoshning turli qatlamlarida va markazida aniqlangan bosim, zichlik va temperaturaning qiymatlari quyidagi jadvalda keltirilgan. 1-jadval Markazdan uzoqlik Temperatura Bosim Zichlik R/R 0 T (K) P (N/m 2 )  kg/m 3 0 1,5  10 7 2,2 10 16 1,5 10 5 0.20 10 7 4,6 10 15 3,6 10 4 0.50 3,4 10 6 6,1 10 13 1,3 10 3 0.80 1,3 10 6 6,2 10 11 35,0 30FOYDALANILGAN ADABIYOTLAR 1. Бакулин П., Кононович Э., Мороз В. Курс общей астрономии. -М.: «Наука», 2001. 2 2. Дагаев М. и др. Астрономия. -М.: «Просвещение», 1995. 3. Mursalimova G., Raximov A. Umumiy astronomiya kursi. -Т.: «O'qituvchi», 1976. 4. Mamadazimov М.М. Sferik va amaliy astronomiyadan masalalar. -Т.: «O'qituvchi», 1977. 5. Polyak I. Umumiy astronomiya kursi. -Т.: «O'qituvchi», 1965. 6. Куликов К. Купе сферической астрономии. -М.: «Наука», 1969. 7. Гибсон Э. Спокойное Солнце. -М.: «Мир», 1977. 8. Мортынов Д.Я. Курс общей астрономии. «Наука», 1988. 9. Агекян Т.А. Звезды, галактики, метагалактики. -М.: «Наука», 1982. 10. Минарт М. Практическая астрономия. -М.: «Мир», 1971. 11. Михайлов А. Атлас звёздного неба. -Л .: «Наука», 1978. 12. Практические работы по звёздной астрономии (под. Ред. Куликовского К.) -М.: 1971. 13. Mamadazimov М. Astronomiyadan o'qish kitobi. -Т.: «O'qituvchi», 1992 14. Mamadazimov M. Astronomiya, AL va KHKlari uchun darslik. -Т.: «O'qituvchi», 2004. 15. Mamadazimov M. Astronomiya. O'rta umumta’lim maktablari uchun o'quv qo'llanma. -Т.: «O'qituvchi», 2004. Internet saytlari 1. www.tdpu.uz 2. www.pedagog.uz 3. www.Ziyonet.uz 4. www.udu.uz 5. Tdpu-INTRANET.Ped 16 2  hc 2  5 1 hc ekT 1 (1.1) 29XULOSA Xulosa qilib aytganda, xromosferada tabiatan bir-biridan farqlanuvchi quyidagi obyektlar kuzatiladi: spikulalar, flokkulalar, protuberanetslar va chaqnashlar. Spikulalar - xromosferadagi o ’l chamlari nisbatan kichik obyektlardir. Ular o'tkir uchli konus ko'rinishida bo'lib, o'qi Quyosh radiusi bo'ylab yo'naladi. Spikulalar Quyosh diski chetida, arrani eslatuvchi tishli aylana ko'rinishida uni chegaralaydi. Spikulaning balandligi bir necha ming kilometrgacha, asosining diametri esa ming kilometrgacha boradi. Flokkulalar - xromosferasining fotosfera mash’allari ustidagi sohalari bo'lib, ular ham mash’allar kabi ravshanligi bilan ajralib turadi. Faqat ionlashgan kalsiy (K va H) va Ha chiziqlariga mos to'lqin uzunliklaridagi nurlarni o'tkaza oladigan filtrlar orqali olingan spektrogeliogrammalar balandlik ortgan sayin xromosfera flokkulalari ravshanliklarining ortishini ko'rsatadi. Protuberanetslar - xromosfera gardishining chekka qismlarida limb chegarasidan bir necha yuz ming kilometrgacha ko'tarila oladigan «olovli tillar»dir. Ular turli formalarda, xususan pichan halqasimon shakllarda bo'lib, ko'pincha Quyosh sirtiga perpendikulyar bo'ladi. Protuberanetsla n ing asosi xromosferada yotib, uch qismi Quyosh atmosferasining toj qismigacha boradi. Protuberanetslar xromosfera va Quyosh tojida modda almashinuvida asosiy «tomirlardan» hisoblanadi. Protuberanetslaming temperaturasi 20000 К ga yaqin. Xromosfera kuzatilayotgan eng quvvatli obyektlardan biri chaqnashlardir. Chaqnashlar asosan aktiv sohalarda, aniqrog'i, dog'li zonalarda kuzatiladi. Bu obyektlar juda murakkab bo'lib, chaqnash jarayoni, quvvati jihatdan minglab vodorod bombasi portlaganda ajraladigan energiyasiga teng. Chaqnash davomida Quyoshdan yulduzlararo bo'shliqqa millionlab tonna korpuskulyar zarrachalar oqimi sekundiga 500 - 1000 km tezlik bilan otiladi. Chaqnash kuzatiladigan joyda ultrabinafsha, rentgen va radiodiapazonda nurlanish bir necha martaga ortadi. 25Ma’lumki, xromosfera granulalardan kelayotgan to‘lqin oqimi bilan qizdiriladi. Mash’allar ustiga to‘g‘ri keladigan xromosferaning qizdirilgan bu qismlari fotosferaning aktiv sohasidan ko‘tarilayotgan quvvatli oqimning natijasidir. Flokkulalarda temperaturaning balandlik bo‘ylab ortishi, eslatilgan quvvatli oqim bilan birga, balandlik bo‘ylab atmosferaning siyraklashishi bilan ham tushuntiriladi. Mash’allar va flokkulalar tabiatining bir-biriga yaqinligi, ularni vujudga kelishida aniq bir mexanizm sabab bo‘ladi degan fikrning tug‘ilishiga asos bo‘ldi. Flokkulali sohalarda Quyosh dog‘lari bo‘lsa, uning ravshanligi va maydoni dog‘ning aktivligiga bog‘liq bo‘ladi. Agar Quyoshdagi dog‘ murakkab dog‘lardan bo‘lsa, u holda flokkula maydonining ayrim sohalarida ravshanlik o‘zgarib turadi. Bu, flokkulalar ham, fotosfera mash’allari kabi, Quyosh dog‘lari bilan genetik bog‘lanishda ekanligidan xabar beruvchi dallilardan biridir. Protuberanetslar – xromosfera gardishining chekka qismlarida limb chegarasidan bir necha yuz ming kilometrgacha ko‘tarila oladigan obektlardir.Ular halqasimon shakllarda bo‘lib, ko‘pincha Quyosh atmosferasining toj qismigacha boradi. Protuberanetslarning harorati 20000 K ga yaqin. 4- rasm. Protuberanetslar Protuberanets diskka proeksiyalanganda uning ko‘rinishi qora tola shaklida bo‘ladi. Protuberanetslar Quyoshning eng yirik obyektlaridan bo‘lib, ularning uzunligi va balandligi bir necha 100 ming kilometrgacha, asosining qalinligi esa bir necha km gacha etadi. 3KIRISH Mavzuning dolzarbligi. Xromosfera Quyosh atmosferasining o‘rta qatlami bo‘lib, qalinligi 12 - 15 ming km ga yaqin. Xromosfera («xromos» - yunoncha rangli) nurlanishi fotosferaga nisbatan juda kuchsiz bo’lib, asosiy nurlanish bir necha kuchli spektral chiziqlarning to’lqin uzunliklaridagina kuzatiladi. Bu spektral chiziqlar vodorod, geliy, ionlashgan kalsiy atomlarining chiziqlari bo’lib , xromosferani o‘rganish bu chiziqlarning to’lqin uzunliklarida kuzatish va rasmga tushirish imkoniyatini beradigan teleskoplarda olib boriladi. Bunday teleskoplar xromosfera-fotosfera teleskoplari deb ataladi. Oddiy refraktor teleskopida Quyoshning tasviri yasalgach, unga xromosfera qaysi nurda tekshirilmoqchi bo’lsa, aynan shu to’lqin uzunligidagi nurnigina (ko'pincha На -X. 6562 A°yoki Са II ning H va К 3968 A°, 3934 A") o'tkaza oladigan interferension-polyarizatsion filtr (IPF) o'rnatiladi. Filtrdan so'ng xromosferani tanlangan spektral chiziq to’lqin uzunligidagi nurlarda ko'rish yoki kinokamera yordamida rasmga tushirish mumkin . Xromosferaning biror spektral chiziq to'lqin uzunligidagi nurda olingan rasmi spektrogeliogramma deb yuritiladi. Spektrogeliogrammadan ko'rinadiki, xromosferaning strukturasi bir jinsli bo'lmay tolali xarakterga ega. Xromosferada Quyosh dog'lari ham kuzatilsa-da, biroq unda dog'lar fotosferadagi aniqligini yo'qotgan holda ancha xiralashib ko'rinadi. Xromosferaning yuqori sifatli spektri Quyoshning to'la tutilishi paytida olinadi. Kurs ishining obekti: xromosfera va uning obyektlari. Kurs ishining maqsadi: xromosfera va uning obyektlarini o’rganish va tahlil qilish. Kurs ishining vazifasi: xromosfera va uning aktiv elementlarini, xromosfera chaqnashlarini o’rganish. Kurs ishining tuzilishi va tarkibi: kurs ishi kirish, asosiy qism, xulosa va foydalanilgan adabiyotlardan iborat. 18(1.3) (1.4) ∘ ∘13chiziqlari paydo bo‘ladi. Birinchi marta 1814 yili bu chiziqlar tabiatini tushuntirgan fizik Fraungofer sharafi eslatilgan chiziqlar uning nomi bilan yuritiladi. Shamning o‘zi alohida hosil qilgan spektri esa, tutash spektrdan xoli bo‘lib, birinchi holda yutilish spektri chiziqlari hosil bo‘lgan joylarda paydo bo‘lgan nurlanish (yorug‘) spektral chiziqlaridan tashkil topadi. Quyoshning spektri yutilish spektridan iborat bo‘lib, uning ko‘rinadigan ∘ zonasi 3900 A ∘ dan 6900 A gacha bo‘lgan intervalni o‘z ichiga oladi. Bu intervalda, vodorodning Balmer seriyasidagi chiziqlari, ionlashgan va neytral kalsiy, temir, marganets, magniy, titan va boshqa metall atomlarining chiziqlari keng tarqalgandir. Quyosh spektrida ionlashgan kalsiyning N va K deb nomlangan chiziqlari (to‘lqin uzunliklari   3900 A va   3990 A ), vodorodning N  (   ∘ 6563 A) va N  (   ∘ 4860 A) natriyning D 1 va (  ∘ 5896 A) D2 (  ∘ 5890 A) chiziqlari eng intensiv hisoblanadi. Quyosh spektrida Yer atmosferasidagi gaz malekulalarining, xususan suv bug‘lari, azot va kislorod molekulalarining ham chiziqlari hosil bo‘ladi. Bu chiziqlarni beruvchi gaz malekulalari fotosferaga aloqador bo‘lmaganligi sababli, fotosferaning fizik tabiatini Quyoshning spektral chiziqlariga asosida o‘rganishda, Yer atmosferasinig eslatilgan chiziqlariga tayaniladi. 5diametri 31  31  ga teng bo‘ladi. Yer Quyoshdan o‘rtacha uzoqlikda (149600000 km) bo‘lganda Quyoshning ko‘rinma radiusi 16  02  ni, bu ma’lumotlar asosida 220.98 10 5 10 9 1,0 20teng bo‘ladi, ya’ni: erkin tushish tezlanishi:P   R g 2 , (1.9) 28Shuni aytish kerakki, dog‘li guruhda turli qutbli magnit maydoniga ega bo‘lgan dog‘lar orasida magnit maydon kuchlanganligi nolga teng bo‘lgan chiziq chaqnashlar kuzatiladigan asosiy zonalardan hisoblanadi. 5- rasm. Xromosfera chaqnashlari Chaqnashlarni Quyosh sirtida geografik koordinatal a r bo‘yicha taqsimlanishi, dog‘larning taqsimlanishi bilan deyarli bir xil bo‘ladi. Ular egallagan maydoni va ravshanliklariga ko‘ra, besh balli sistemada (-1, 1, 2, 3,+3) xarakterlanadi. -1 balli chaqnash 20 minutcha davom etgani holda, +3 balli quvvatli chaqnashlar jarayoni qariy i b uch soatcha davom etadi. Quyosh chaqnashlari asosan vodorodning N  (  =6562A  ) chizig‘ida kuzatilib, eng quvvatlilarinigina oq nurda ko‘rish imkoni tug‘iladi. Rasmda bir guruhga tegishli turli qutbli ikki dog‘ orasida tug‘ilgan xromosfera chaqnashi tasvirlangan. Chaqnash vaqtida xromosfera strukturasini tashkil qilgan detallarning ravshanligi keskin ortib, chaqnash egallagan maydon milliardlab kvadrat kilometrgacha etadi. Chaqnashlarning spektri, Quyosh diski chekkasida olingan xromosferaning spektridan keskin farq qilmaydi va asosan vodorod, geliy, hamda ionlashgan kalsiyning emission chiziqlaridan iborat bo‘ladi. 6aniqlangan uning chiziqli radiusi: R o =696000 km ni, hajmi esa: V o =1,41  10 27 m 3 ni tashkil qiladi. Bunday katta hajmdagi shar ichiga Yer kattaligidagi sharchalardan qariyb 1 million 304 mingtasi joylashib ketadi. Quyoshning massasi: M=2  10 33 kg bu kattaliklar orqali aniqlangan o‘rtacha zichligi:  =1,41 g/ с m 3 ; Quyosh sirtida erkin tushish tezlanishi: g=247 m/s 2 ni tashkil qiladi. 1- rasm. Merkuriydan Neptungacha bo‘lgan asosiy sayyoralar. To‘rtta ichki sayyoralar Yer tpidagi sayyoralar, tashqi to‘rtta sayyora gigant sayyoralar deyiladi. Undan tashqari uchta karlik sayyora ham ko‘rsatilgan. Chapda Quyoshning nisbiy o‘lchami keltirilgan. Sayyoralardan Quyoshgacha bo‘lgan masofa masshtab birligida berilmagan. Barcha jismlar o‘z o‘qi atrofida aylangani kabi Quyosh ham o‘z o‘qi atrofida aylanadi. Uning aylanish o‘qi, ekliptika tekisligi bilan 7  li burchak hosil qiladi. Quyosh ham Yer aylangani kabi g‘arbdan sharqqa tomon, ya’ni uning shimoliy qutbidan qaraganda, soat strelkasi aylanishi yo‘nalishiga teskari yo‘nalishda aylanishini ko‘rsatadi. Quyoshning aylanish davri ham barcha osmon jismlarining aylanish davrlari kabi ikki xil bo‘ladi. Birinchisi, haqiqiy yoki yulduz davri deyilib, 23Ko‘rinib turibdi-ki, Quyosh markazida temperatura 15 million gradusgacha, bosim yuz milliard atmosferagacha boradi. Bunday sharoitda atomlarning tezligi juda katta bo‘lib, xususan vodorod atomi uchun sekundigi yuzlab kilometrga etadi. Bosim yuqori bo‘lganidan keyin bunday tezlikda atomlar tez-tez to‘qnashib turadi. To‘qnashuvchi atomlarning ayrimlari yadrolari juda yaqin kelib yadro reaksiyalari vujudga keltiradi. Bunday yadroviy reaksiyalar yuqori temperatura va juda katta bosim sharoitidagina ro‘y berganidan termoyadro reaksiyalari deb yuritiladi. II BOB. XROMOSFERA VA UNING OBYEKTLARI 2.1. Xromosfera va uning aktiv elementlari Xromosfera Quyosh atmosferasining o‘rta qatlami bo‘lib, qalinligi 12 - 15 ming km ga yaqin. Xromosfera (  xromos  -grekcha rangli demakdir) nurlanishi fotosferaga nisbatan juda kuchsiz bo‘lib, asosiy nurlanish bir necha spektral chiziqlarning to‘lqin uzunliklaridagina kuzatiladi. Bu spektral chiziqlar vodorod, geliy, ionlashgan kalsiy atomlarining chiziqlari bo‘lib, xromosferani o‘rganish, bu chiziqlarning to‘lqin uzunliklarida kuzatish va rasmga tushirish imkoniyatini beradigan teleskoplarda olib boriladi. Bunday teleskoplar xromosfera – fotosfera teleskoplari deb ataladi. Oddiy refraktor teleskopda Quyoshning tasviri yasalgach, xromosfera qaysi nurda tekshirilmoqchi bo‘lsa, shu to‘lqin uzunligidagi nurnigina (ko‘pincha N  -  6562 A  eki Sa II ning N va K -  3968 A  , 3934 A  ) o‘tkaziladigan interferension – polyarizatsion filtr (IPF) o‘rnatiladi. Filtrdan so‘ng xromosferani tanlangan spektral chiziq to‘lqin uzunligidagi nurda ko‘rish yoki kinokamerada rasmga tushirish mumkin. Xromosferaning biror spektral chiziq to‘lqin uzunligidagi nurda olingan rasmi spektrogeliogramma deb yuritiladi. Spektrogeliogrammadan ko‘rinishicha, xromosferaning strukturasi bir jinsli bo‘lmay, tolali xarakterga ega. Xromosferada Quyosh dog‘lari ham kuzatilsada, biroq unda dog‘lar, fotosferadagi aniqligini yo‘qotgan holda ancha xiralashib ko‘rinadi. Xromosferaning yuqori sifatli spektri Quyoshning to‘la tutilishi paytida 8Ikkinchisi-sinodik davr deyilib, bunda Yerning Quyosh atrofidagi harakati ham hisobga olinadi. Yana shuni e’tiborga olish kerakki, Quyosh qattiq jism bo‘lmaganidan, uning hamma qismlari Yerdagi kabi bir xil burchak tezlik bilan aylana olmaydi. Quyoshning ekvator qismi 25 sutkalik siderik davr bilan, geliografik kengligi 90  ga yaqin qutbiy zonalari esa 27,2 sutkalik davr bilan aylanadi. Yerga nisbatan olingan Quyosh aylanishining sinodik davri esa, uning ekvatori zonasida siderik aylanish davridan ikki kunga ortiq ya’ni 27 sutkani tashkil qiladi. Astrofizik hodisalarni xarakterlashda Quyoshdan kelayotgan nurlanish quvvati muhim rol o‘ynaydi. Xususan Quyosh sirtida va ichida kechadigan fizik jarayonlar haqidagi tasavvurlarning shakllanishida, Quyosh nurlanishi intensivligi eng muhim ma’lumotlardan hisoblanadi. Quyoshning nurlanish energiyasini aniq hisoblashlar yana shuning uchun ham zarurki, bu nurlanishning kattaligi, ko‘pgina boshqa osmon jismlarining nurlanishlarini hisoblashda birlik sifatida qabul qilinadi. Quyosh nurlanishi quvvatini, Quyosh doimiysi deb yuritish qabul qilingan. Quyosh doimiysi deb, bir minut davomida, Quyoshdan Yergacha bo‘lgan o‘rtacha masofada (Yer atmosferasidan tashqarida) Quyoshdan kelayotgan nurlanish yo‘nalishiga tik yotgan 1 c m 2 yuzasidan o‘tayotgan Quyosh energiyasining to‘la miqdoriga aytiladi. Maxsus asboblar yordamida Quyosh doimiysini o‘lchanadi. Uni o‘lchash uchun ikki maxsus asbob yordamida yuzlab kuzatishlar va hisoblashlar qilishga to‘g‘ri keladi. Bu asboblardan biri pirgeliometr deyilib, uning yordamida ma’lum vaqtda (Quyoshning gorizontdagi ma’lum balandligida) aniq yuzaga tushayotgan to‘la energiyasi absolyut energetik birliklarda hisoblab chiqariladi. Biroq pirgeliometr yordamida olingan ma’lumotlar, Quyosh doimiysini hisoblash uchun etarli bo‘lmaydi, chunki Quyosh energiyasining ma’lum qismi Yer atmosferasida yutilib qoladi. Quyoshning yutilgan energiyasi boshqa maxsus asbob- spektrobolometr yordamida o‘lchanadi. Bu asbobning sezgirligi turli to‘lqin uzunliklardagi nurlanishlarga bir xil bo‘lib, bu asbob yordamida har bir to‘lqin uzunlikdagi nurlanish intensivligining havo massasiga bog‘lanishini xarakterlovchi 27Eruptiv protuberanetslarga xos xususiyatlardan biri – ular kutilmaganda va katta tezlik bilan tartibsiz harakatda bo‘lishlaridadir. Bunday protuberanetslarning harakat tezligi sekundiga 500 dan 1000 km gacha bo‘ladi. Aktiv protuberanetslarning aksariyati murakkab Quyosh dog‘lari bilan bog‘langan bo‘ladi. Dog‘ strukturasining o‘zgarishi yoki yangi yirik dog‘ning paydo bo‘lishi, ayrim sokin protuberanetslarni ham eruptiv bosqichga o‘tishiga imkon beradi. Eruptiv protuberanetslar uzoq yashamaydi. Yashash davri ko‘pi bilan, bir necha minutdan oshmaydi. Eruptiv protuberanets portlagach, uning bir qismi tojga bir necha ming kilometr balandlikkacha ko‘tarilib, boshqa bir qismi katta tezlik bilan Quyosh sirtiga qaytib tushadi. 2.2. Xromosfera chaqnashlari Xromosfera kuzatilayotgan eng qiziq obyektlrdan biri chaqnashlardir. Chaqnashlar asosan aktiv sohalarda, aniqrog‘i, dog‘li zonalarda kuzatiladi. Bu obyektlar juda murakkab bo‘lib, chaqnash jarayoni quvvati jihatdan minglab vodorod bombasi portlaganda ajraladigan energiyasiga teng. Chaqnash davomida Quyoshdan yulduzlararo bo‘shliqqa millionlab tonna korpuskulyar zarrachalar oqimi sekundiga 500 - 1000 km tezlik bilan otildi. Chaqnash kuzatiladigan joyda ultrabinafsha, rentgen va radiodiapazonda nurlanish bir necha martaga ortadi. Chaqnashlarning eng quvvatlilari kuzatilganda, u asosan protondan iborat kosmik nurlar bilan nurlanadi. Protonli chaqnash deb yuritiladigan bu chaqnashlarning nuri, Yer atrofida ochiq fazodagi kosmonavtlar hayoti uchun ayniqsa xavflidir. Garchi chaqnashlar xarakterli quvvati jihatdan turli xilda bo‘lsada, aslida ular tabiatiga ko‘ra bir-biriga o‘zaro yaqin. Chaqnashlar protuberanetslardan farq qilib, toj qismiga ko‘tarilmaydi va Quyosh gardishida ham ravshan ko‘rinadi. Chaqnashning boshida dog‘ atrofidagi flokkulali sohada joylashgan ravshanroq nuqta, qisqa vaqt ichida, ravshanligini keskin orttirib, uning egallagan maydoni ham shunga proporsional ravishda tez ortadi. Ayrim quvvatli chaqnashlarni e’tiborga olmaganda, chaqnashlarning o‘rtacha yashash vaqti bir necha minutdan oshmaydi. 17dan foydalanib topiladi. Plank formulasi absolyut qora jism uchun o‘rinli ekanligi e’tiborga olinsa, ravshanlik temperaturasi quyidagicha ta’riflanadi. Quyosh spektrining∘ 5500 A to‘lqin uzunligi uchun aniqlangan ravshanlik temperaturasi 6400 K atrofida bo‘ladi. Kinetik temperatura plazmani tashkil qiluvchi zarralarning kinetik energiyasi bo‘yicha aniqlanadigan temperaturaga aytiladi. Plazmada zarralarning kinetik energiyasi: m  2 2  kT k Bu yerda  - ma’lum atomning eng katta ehtimoliy tezligi: k  m R  m -atomning massasini,  -molekulyar og‘irligini, R -Ridberg doimiysini xarakterlaydi. U holda:  2 T k  2R bo‘ladi. Berilgan atomning nurlanish to‘lqin uzunligini  va spektral chiziqning siljishini  deb belgilasak, unda tezlik dopler effektidan topiladi, kinetik temperatura quyidagi ifodadan topiladi: mc 2     2 Tk    2 k    . (1.2) Quyosh markaziga tomon temperatura ortishi bilan bosim ham ortib boradi. Quyosh markaziga tomon bosimning ortib borishi o‘z navbatida, zichlikning ortib borishiga olib keladi. Quyoshning ichidagi bunday H balandlikdagi qatlamning ustki va quyi qismidagi bosimlar farqi bu qatlamning o‘rtacha zichligi orqali quyidagicha topiladi: P2  P1   gH bu yerda zichlik qatlam chegarasida  1 va  2 zichliklarga ko‘ra    1   2 2 31 12(fraungofer) 4I BOB QUYOSH XARAKTERISTIKA SI 1.1. Quyoshning umumiy xarakteristikalari va ichki tuzilishi Quyosh sistemasi Quyosh deb nomlanuvchi markaziy yulduz, sakkizta sayyora, bir necha karlik sayyoralar, o‘nlab yo‘ldoshlar yoki yo‘ldoshlar, millionlab asteroidlar va transneptun obyektlari (TNO), kometalar va meteorlardan iborat. Ular orasidagi chegara aniq emas. Quyoshdan uzoqlashish bo‘yicha sayyoralarning joylashuvi: Merkuriy, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran va Neptun. 2006 yilda Xalqaro Astronomik uyushmaning qaroriga ko‘ra Pluton karlik sayyoralarga qo‘shildi va u transneptun obyektlari tipiga mansub deyildi. Sayyoralar fizik nuqtai nazardan turli guruhlarga bo‘linishi mumkin. Merkuriy, Venera, Yer va Mars Yer tipidagi sayyoralar deyiladi. Ular qattiq sirtga, deyarli bir xil o‘lchamga (diametri 5000 dan 12000 km) va o‘ta yuqori zichlikka (4000-5000 kg/m 3 ) ega. Yupityerdan Neptungacha bo‘lgan sayyoralar Yupiterga o‘xshash (Jovian, Jupiter-like) yoki gigant sayyoralar deyiladi. Gigant sayyoralar zichligi 1000-2000 kg/m 3 va ular hajmining katta qismi suyuqlikdan iborat. Diametrlari Yer tipidagi sayyoralarnikiga qaraganda o‘n martalab katta. Quyosh sistemasi haqidagi ko‘pchilik va aniq ma’lumotlar bugungi kunda kosmik apparatlar yordamida yig‘ilmoqda. Yer haqidagi ko‘plab usullar hozirda sayyoralar tadqiqotida qo‘llanilmoqda. Oy, Venera, Mars va Titan va boshqa katta sayyoralarni kuzatishga Landers jo‘natilgan, ular yo‘ldoshlari, ko‘plab asteroidlar va kometalar kosmik apparatlar yordamida o‘rganilmoqda. Yuqorida ta’kidlaganimizdek, sayyoralar tizimining markaziy jismi bu Quyoshdir. Uning kattaligi (diametri) uning ko‘rinma diametri va ungacha bo‘lgan masofa orqali aniqlanadi. Osmon jismlarining ko‘rinma diametri esa, qaralayotgan osmon jismining (jumladan Quyoshning) Yerdan uzoqligiga bog‘liq bo‘ladi. Quyosh atrofida aylanayotgan sayyoramiz ham undan turlicha masofada bo‘ladi. Yer Quyoshdan eng uzoq masofada (perigeliyda) bo‘lganida Quyoshning ko‘rinma diametri 32  35  , eng yaqin masofada (afeliyda) bo‘lganda esa, uning ko‘rinma g19dan topiladi. Bu qatlam uchun Mendeleev-Klapeyron tenglamasini qo‘llasak: PV  m RT  (1.5) dan m   P bo‘ladi. P  P1  P2 ligidan  uchun V RT   2   P1  P2 RT 2 (1.6) ni topamiz. Bosmlar farqini aniqlaydigan bo‘lsak: P2  P1  g 2RT H(P1  P2 ) (1.7) Bu yerda RT - uzunlik o‘lchami bo‘lib, muhim fizik ma’noga ega kattalikdir, aniqroq qilib aytganda: M  RT  g (1.8) qalinlikdagi qatlamning temperaturasi o‘zgarmas bo‘lsa, bu qatlamning quyi va yuqori chegaralarida bosim va zichlik bir-biridan qariiyb uch marta farq qiladi. H balandlik shkalasi deyilib, T=10 000 0 K ,  =1/2 (ionlashgan vodorod uchun), g  2,7  10 2 m/c bo‘lganda H  6 10 5 m ni tashkil etadi. Shunday qilib, Quyoshda 600 km qalinlikdagi qatlam i ning quyi chegarasida zichlik, uning yuqori chegarasidagidan uch marta ortiq bo‘lar ekan. Quyosh bir jinsli, ya’ni unda modda bir tekis taqsimlangan deb qaralsa, u holda Quyoshning ichki qismining tuzilishi va fizik parametrlari haqida bir qancha ma’lumotlarni qo‘lga kiritish mumkin. Bir jinsli deb qaralayotgan Quyoshning ichki xossasi, real Quyoshning o‘rta qismiga to‘g‘ri keladigan sharoitga yaqin bo‘ladi. Quyoshning o‘rtacha zichligi  =1,41 g/ c m 3 ligidan uning o‘rta qismida bosim, ko‘ndalang kesimi 1 c m 2 va balandligi R/2 bo‘lgan ustunchaning og‘irligiga 10qalinligini uning zenit yo‘nalishdagi optik qalinligiga nisbati bilan o‘lchanadigan kattaligiga aytiladi. Ekstropolyasiyalash yordamida havo massasi nolga teng bo‘lgandagi nurlanish intensivligi aniqlanadi. Bu kattalik nurning Yer atmosferasida yutilmagandagi qiymatiga teng bo‘ladi. Bunday operatsiya spektrning barcha uchastkalari uchun bajarilib, Quyosh spektrida, spektrobolometr yordamida aniqlangan energiyaning taqsimlanishi, bu olingan ma’lumotlar yordamida tuzatiladi. Shuni aytish kerakki, spektrobolometrda intensivlikning miqdori, pirgeliometrdagidan farqli o‘laroq nisbiy birliklarda beriladi. Aniqlangan ma’lumotlarga, Quyoshning ultrabinafsha va infraqizil nurlarda chiqargan va Yer atmosferasida to‘la yutilib qolgan nurlanish energiyalarini ham hisoblab qo‘shilsa, u holda Quyoshning ma’lum yuzaga tushayotgan to‘la energiyasi topiladi. So‘ngra bu aniqlangan energiya miqdori asosida Quyosh doimiysi hisoblanadi. Sun’iy yo‘ldoshlar va Yer atmosferasidan tashqariga chiqarilgan apparatlar yordamida Quyosh spektrining ultrabinafsha va infraqizil sohalaridagi nurlanish energiyasi aniqlanadi. Bu kattalikning to‘g‘riligi keyingi yillarda, raketa va havo sharlariga o‘rnatilib, Yer atmosferasidan tashqariga chiqarilgan pirgeliometr yordamida aniqlangan Quyosh doimiysi qiymati bilan solishtirilib tasdiqlandi. Radiusi 1 astronomik birlikka teng bo‘lgan shar sirtiga Quyosh doimiysi kattaligi ko‘paytirilsa Quyoshning to‘la energiyasi topiladi. Shu yo‘l bilan aniqlangan Quyoshning to‘la energiyasi: E=4  R 2 Q=3,9  10 33 erg/s ga teng chiqdi. Yuqorida ko‘rganimizdek, Quyosh o‘zidan katta miqdorda energiya chiqaradi. Uning temperaturasi sirtida 6000  C dan markazida 15000000  C gacha boradi. Uning ichki va tashqi qismlari fizik tabiatiga ko‘ra bir-biridan farqlanuvchi turli qatlamlarga bo‘linadi. 112- rasm. Quyoshning ichki tuzilishi Bu qatlamlarning nomlanishi quyidagilar: 1. Yadroviy reaksiyalar sohasi. Quyoshning yadro reaksiyalari ro‘y beradigan markaziy qismi va Quyosh markazidan 0,3 R gacha o‘z ichiga oladi. 2. Radioaktiv soha (yoki nur o‘tkazish sohasi). Bu sohada nurlanish muvozanati kuzatilib, energiyani tashish jarayoni nurlanishni yutish va qayta nurlanish bilan sodir bo‘ladi. Bu soha o‘rta hisobda 0,3 - 0,7 R oraligini o‘z ichiga oladi. 3. Konvektiv soha. Bu sohada energiya asosan konvektiv yo‘l bilan tashiladi. Bu soha 0,7-1,0 R qismini tashkil qiladi. Quyoshning sirtidan boshlanuvchi soha uning tashqi qatlamlari deyilib, ular Quyosh atmosferasini tashkil etadi. Quyosh atmosferasi uch qatlamdan fotosfera, xromosfera va tojdan iborat. Oddiy ko‘z bilan yoki teleskop orqali kuzatilganda, Quyosh atmosferasining eng pastki qatlami fotosferanigina ko‘rish mumkin. Xromosfera va Quyosh toji maxsus teleskoplardagina kuzatiladi. 1.2. Quyoshning spektri, temperaturasi, tarkibi va yadrosi O‘zidan nur chiqarayotgan har qanday jism va undan taralayotgan nurlanish o‘tayotgan muhitning tabiatiga ko‘ra, manbaning spektri tutash, yutilish va nurlanish (emission) spektrlari ko‘rinishida bo‘ladi. Cho‘g‘langan jismning prizma yoki diffraksion panjara yordamida hosil qilingan spektri tutash spektrni beradi. Agar cho‘g‘langan jismdan kelayotgan nurlar yo‘liga ma’lum bir gaz sham tutilsa, u holda tutash spektri fonida sham gazini tashkil qilgan atomlarning yutilish 24olinadi. Xromosferaning spektri sharqiy va g‘arbiy spektri o‘rganiladi. Undagi ravshan spektral chiziqlar-geliy, vodorod va ionlashgan kalsiy atomlariga tegishlidir. Spektrda oson uyg‘onuvchi (uyg‘onish potensiali nisbati kam bo‘lgan) atomlarning emission chiziqlari xiralashib, ularning yuqori uyg‘onish potensialiga ega bo‘lgan chiziqlari ravshanlashadi. Xromosferada tabiati jihatidan bir-biridan farqlanadigan qo‘yidagi obyektlar kuzatiladi: spikulalar, flokkulalar, protuberanetslar va chaqnashlar. Spikulalar–xromosferadagi o‘lchamlari nisbatan kichik obyektlardir. Ular o‘ t kir uchli konus ko‘rinishida bo‘lib, ularning o‘qi Quyosh radiusi bo‘ylab yo‘naladi. Spikulalar Quyosh diski chetida arrani eslatuvchi tishli aylana ko‘rinishida uni chegaralaydi. Spikulaning balandligi bir necha ming kilometrgacha, asosining diametri esa ming kilometrgacha bo‘ladi. Spikulalar uzoq vaqt yashamaydi. Quyosh atmosferasining tashqi toj zonasigacha ko‘tarilib, ko‘pchiligi u yerda yo‘qoladi va qisman xromosferaga qaytadi. Binobarin, xromosferaning Quyosh toji bilan modda almashinuvi, asosan spikulalar vositasida amalga oshadi. Spikulalarning yashash davri 2-5 minutdan oshmaydi. Ma’lum bo‘lishicha, aktiv zonalarda (magnit maydonli) spikulalar aniq bir yo‘nalish bo‘yicha yotib, ularning dinamikasi ham bir xil kechadi. Spikulalar xromosfera panjarasi deyiluvchi yirik strukturani hosil qiladi. Mazkur struktura, fotosfera ostidagi to‘lqin harakati tomonidan vujudga keltiriladi deb taxmin qilinadi. Flokkulalar–xromosferasining fotosfera mash’allari ustidagi sohalari bo‘lib, ular ham mash’allar kabi ravshanligi bilan atrofdan ajralib turadi. Faqat ionlashgan kalsiy (K va N) va N  chiziqlariga mos to‘lqin uzunliklaridagi nurlarni o‘tkaza oladigan filtrlar orqali olingan spektrogrammalar, balandlik ortgan sayin, xromosfera flokkulalari ravshanliklarining borishini ko‘rsatadi. Kalsiyli va vodorodli flokkulalarning ravshan ko‘rinishining sababi, flokkulalar egallagan maydonning temperaturasi, atrof xromosferaga nisbatan yuqori beradi. 7ma’lum bir yulduzga nisbatan aniqlanadi va u siderik davr ham deb ataladi. 2MUNDARIJA KIRISH I BOB QUYOSH XARAKTERISTIKA SI 2.1. Quyoshning umumiy xarakteristikalari va ichki tuzilishi 2.2. Quyoshning spektri, temperaturasi, tarkibi va yadrosi II BOB XROMOSFERA VA UNING OBYEKTLARI 2.3. Xromosfera va uning aktiv elementlari 2.4. Xromosfera chaqnashlari XULOSA FOYDALANILGAN ADABIYOTLAR 26Protuberanetslar fizik tabiatiga ko‘ra uch guruhga bo‘linadi: sokin, aktiv va eruptiv. Sokin protuberanetslar , vaqt o‘tishi bilan shaklini deyarli o‘zgartirmaydi va uzoq vaqt yashay olishi bilan boshqalardan farq qiladi. Bunday protuberanetslar vaqt davomida o‘z ravshanligini ayrim uchastkalaridagina o‘zgartirib, ichki harakat bilan chegaralanadi. Ular ko‘pincha muqim Quyosh dog‘lar bilan bog‘langan bo‘ladi. Protuberanets gardish chetida bo‘lganda, yo‘nalishi Quyosh meridiani bilan 40  atrofida burchak hosil qilib, so‘ngra vaqt o‘tishi bilan sharq-g‘arb yo‘nalishi yotishga intiladi. Sokin protuberanets paydo bo‘lishi va Quyoshning bir necha bor aylanishi davomida, uni ushlab turuvchi kuch mexanizmi hàqida turli nazariyalar mavjud. Ularning birida, Quyoshning toj qismida joylashgan protuberanetsning toj tomonidan qizdirilib, oqibatda unga butunlay singib (dissipatsiya) ketmasligiga sabab, bu soha magnit maydonining strukturasi va uning energiyasining roli alohida qayd qilinadi. Aktiv protuberanetslar asosan Quyosh dog‘lari bilan bog‘langan bo‘lib, uzluksiz turli harakatlarda ishtirok etadi. Ba’zida qo‘shaloq protuberanets harakatida ularning o‘zaro ta’sirlashayotgani yaqqol sezilib turadi. Bunda ta’sirlanuvchi protuberanetslar orasi bir necha yuz ming km gacha etadi. Aktiv protuberanetslarning toji deb yuritilgan qismi Quyosh toji zonasida hosil bo‘ladi va xromosferaning aktiv zonalari tomon oqadi. Ba’zan aktiv protuberanetslardagi harakat, parma tig‘i yo‘nalishini eslatuvchi traektoriya ko‘rinishida bo‘ladi. Protuberanetsning bunday xillari torpedo deb yuritiladi. Aktiv protuberanetslar, asosan tartibli harakatda bo‘lib, yashashi uzoq davom etmaydi. Ular ko‘pincha sokin protuberanetslar evolyusiyasining ma’lum bir bosqichi ko‘rinishida namoyon bo‘ladi. Dog‘li sohadagi protuberanetslar, o‘z faoliyati davomida bir necha marta aktivlashishi mumkin. Aktivlashgan protuberanets spektrida ionlashgan atomlarning chiziqlari ravshanlashadi va ko‘pgina metall chiziqlari emission chiziqlarga aylanadi. 9grafik chiziladi. Havo massasi deb, ma’lum yo‘nalishdagi havo qatlami optik ∘15Quyoshning tutash spektrining 4300  ∘ 5000 A li, ya’ni ko‘k-yashil rangli zonasida intensivligi eng yuqori bo‘ladi. Aslida Quyosh spektri uzoq ultrabinafsha va infraqizil sohalarga ham ega. Biroq nurlanishning bu sohalari, ko‘zning ko‘rish chegarasidan tashqarida va bu soxalar Yer atmosferasida kuchli yutilishi tufayli, dastlab ularni o‘rganish katta qiyinchilik bilan kechdi. Keyingi yillarda, Yer sun’iy yo‘ldoshlaridan foydalanib olingan Quyosh spektri, uning tabiatini ∘ 2000 A to‘lqin uzunligidagi ultrabinafsha zonasiga qadar ko‘rinadigan uchastkasi bilan deyarli bir xilligini ko‘rsatdi. Undan qisqa to‘lqinli sohada esa, tutash spektrining intensivligi keskin kamayib, yutilish chiziqlari nuralnish chiziqlariga aylanadi. Quyosh spektrining infraqizil sohasining nurlanishi, to‘lqin uzunligi taxminan 15 mk ga qadar Yer atmosferasida qisman yutiladi va natijada spektrning bu sohasi suv bug‘lari, kislorod va is gazi molekulalarining yutilish tasmalariga boy bo‘ladi. 15 mk dan to 1 c m gacha bo‘lgan sohaning nurlanishi esa Yer atmosferasi tomonidan kuchli yutiladi. Quyosh temperaturasini nurlanish qonunlariga asosan aniqlash mumkin. Quyosh spektrida energiyaning to‘lqin uzunligi bo‘yicha taqsimlanish egriligida, maksimum nurlanish   4300 A to‘lqin uzunligiga to‘g‘ri keladi. Bu kattalik orqali aniqlangan temperatura: T  2,9 10 3 K formulaga ko‘ra aniqlangan temperatura T  6744 K chiqadi. Quyoshdan chiqayotgan energiya mi q dori 17 6,6  10 1 2 k W ekanligini bilganimiz uchun, bu holda Stefan-Bolsman qonuni orqali aniqlangan effektiv temperatura T=5760  K bo‘ladi. Umuman olganda, jismning effektiv temperaturasi deb, shunday absolyut qora jismning temperaturasiga aytiladiki, uning 1 c m 2 yuzasining butun spektr bo‘yicha chiqargan energiyasi berilgan jismning 1 c m 2 yuzasidan chiqadigan energiyaga teng bo‘ladi. Quyoshning ravshanlik temperaturasi esa Plank formulasi:
Купить