Xromosfera - Астрономия - Курсовые работы

Информация о документе

Цена	10000UZS
Размер	284.2KB
Покупки	0
Дата загрузки	01 Июнь 2024
Расширение	docx
Раздел	Курсовые работы
Предмет	Астрономия

Продавец

Muhammadkalom Menglibayev

Дата регистрации 01 Июнь 2024

0 Продаж

Xromosfera

Купить

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

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.

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

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

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,

7ma’lum bir yulduzga nisbatan aniqlanadi va u siderik davr ham deb ataladi.

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

9grafik chiziladi. Havo massasi deb, ma’lum yo‘nalishdagi havo qatlami optik

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

∘ ∘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.

143-rasm. Quyosh spektri

∘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:

16
2  hc
2
 5
1

hc
ekT
1
(1.1)

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

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

20teng bo‘ladi, ya’ni:
erkin tushish tezlanishi:P   R
g
2 , (1.9)

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

220.98 10 5
10 9
1,0

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

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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

Купить

Похожие документы
Fazoda tekislik va ularga doir metrik masalalar
Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari
Sputnik apparatlari
Maydanak observatoriyasida meteorologik parametrlarning tasvir sifatiga ta’sirini o‘rganish