Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

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 sm 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 to‘lqin uzunligiga to‘g‘ri keladi. Bu kattalik orqali aniqlangan temperatura: formulaga ko‘ra aniqlangan temperatura chiqadi.

Quyoshdan chiqayotgan energiya mikdori 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 sm² yuzasining butun spektr bo‘yicha chiqargan energiyasi berilgan jismning 1 sm² yuzasidan chiqadigan energiyaga teng bo‘ladi.

Quyoshning ravshanlik temperaturasi esa Plank formulasi

(5.1)

dan foydalanib topiladi. Plank formulasi absolyut qora jism uchun o‘rinli ekanligi e’tiborga olinsa, ravshanlik temperaturasi quyidagicha ta’riflanadi. Quyosh spektrining 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 , bu erda - ma’lum atomning eng katta ehtimoliy tezligi, , m-atomning massasini, -molekulyar og‘irligini, R-Ridberg doimiysini xarakterlaydi. U holda bo‘ladi.

Berilgan atomning nurlanish to‘lqin uzunligini  va spektral chiziqning siljishini  deb belgilasak, unda tezlik dopler effektidan topiladi, kinetik temperatura quyidagi ifodadan topiladi:

. (5.2)

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 N balandlikdagi qatlamning ustki va quyi qismidagi bosimlar farqi bu qatlamning o‘rtacha zichligi orqali quyidagicha topiladi:

(5.3)

bu erda zichlik qatlam chegarasida ₁ va ₂ zichliklarga ko‘ra

(5.4)

dan topiladi. Bu qatlam uchun Mendeleev-Klapeyron tenglamasini qo‘llasak:

(5.5)

dan bo‘ladi. ligidan  uchun

(5.6)

ni topamiz. Bosmlar farqini aniqlaydigan bo‘lsak:

(5.7)

Bu erda - uzunlik o‘lchami bo‘lib, muhim fizik ma’noga ega kattalikdir, aniqroq qilib aytganda

(5.8)

kalinlikdagi qatlamning temperaturasi o‘zgarmas bo‘lsa, bu qatlamning quyi va yuqori chegaralarida bosim va zichlik bir-biridan qariiyb uch marta farq qiladi. N balanlik shkalasi deyilib, T=10 000 ⁰S, =1/2 (ionlashgan vodorod uchun), bo‘lganda ni tashkil etadi. Shunday qilib, Quyoshda 600 km qalinlikdagi qatlamning 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/sm³ ligidan uning o‘rta qismida bosim, ko‘ndalang kesimi 1 sm² va balandligi R/2 bo‘lgan ustunchaning og‘irligiga teng bo‘ladi, ya’ni:

, (5.9)

erkin tushish tezlanishi

(5.10)

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:

Quyoshning o‘rta qismlaridagi temperatura holat tenglamasidan quyidagicha topiladi:

(5.11)

Quyoshning temperaturasi uni bir jisli emasligini e’tiborga olib hisoblaganda bu qiymatdan biroz farq qilib ni tashkil etadi. Turli usularni qo‘llab, Quyoshning turli qatlamlarida va markazida aniqlangan bosim, zichlik va temperaturaning qiymatlari quyidagi jadvalda keltirilgan.

5.1-jadval

Markazdan uzoqlik	Temperatura	Bosim	Zichlik
R/R0	T (K)	P (N/m2)	 kg/m3
0		2,2 1016	1,5 105
0.20	107	4,6 1015	3,6 104
0.50	3,4 106	6,1 1013	1,3 103
0.80	1,3 106	6,2 1011	35,0
0.98	105	109	1,0

Ko‘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.

18-Ma’ruza. Quyosh atmosferasi. Tinch Quyoshning radionurlanishi. Quyosh atmosferasida faol tuzilmalar. Quyosh aktivligi sikli.

§ 5.3. Fotosfera va uning aktiv sohalari

Quyoshning sirti qatlami, ya’ni fotosferaning qalinligi 300 kilometrga yaqin bo‘lib, boshqa qatlamlarga nisbatan yaxshi o‘rganilgan. Fotosferada quyidagi obyektlarni kuzatish mumkin: granulyasiya, mash’allar va Quyosh dog‘lari.

19-asrning oxirlarida Jansen va Ganskiylar Quyosh granulyasiyasi birinchi marta fotografik usulda o‘rganganlar. Quyosh fotosferasi bir tekis ravshanlikdagi sirtdan iborat bo‘lmay, balki u asalari inini eslatuvchi donador strukturaga ega. Bu donadorlik-granulyasiya (“granul”-grekcha so‘z bo‘lib, donadorlik demakdir) deb yuritiladi. Granulyasiyani kuchli ajrata olish qobiliyatiga ega bo‘lgan yirik teleskoplarda, kuzatish uchun sharoit yaxshi bo‘lganda (Yer atmosferasi changlardan xoli, xavoning turli yo‘nalishlaridagi oqimi juda kamayganda) ko‘rish mumkin bo‘ladi. Keyingi yillarda granulyasiya haqidagi tasavvurlar Yer atmosferasidan tashqarida-strotosferada kuzatish natijalari bilan boyitildi. Quyoshni va boshqa osmon jismlarini o‘rganish maqsadida strotosferaga uchirilgan astronomik stansiyalar, granulyasiya donalarining kattaligi, fizik tabiati va ularda gaz massasi oqimining xarakteri bilan tanishtirdi. 1970 yilda Quyosh stansiyasi yordamida olingan granulyasiyaning spektriga ko‘ra, granulyasiyadagi donadorlik konvektiv yacheykalar bo‘lib, ularning markaziy qismida gaz oqimining ko‘tarilishi kuzatilgan. Yacheykalarning kattaligi 300 kmdan 1000 km gacha, ba’zan undan kattaroq ham bo‘ladi. Granullarning formasi fotosferaning dog‘li sohalarida, dog‘ning radial yo‘nalishi bo‘yicha cho‘zinchoq bo‘lishi, granul bo‘ylab ko‘tarilayotgan plazma oqimi, quyosh dog‘ining magnit maydoni ta’siriga berilishidan darak beradi. Granulalar fotosferada yo‘qolib va yangidan paydo bo‘lib turadi. Ularning o‘rtacha “yashash davri” 6-7 minutdan oshmaydi.

5.4-rasm. Quyosh fotosferasidagi granulyasiya

Quyosh atmosferasining qatlami hisoblangan fotosferada mash’allar ham kuzatiladi, ular ravshanligi jihatdan ajralib turadigan zanjirsimon obyektlardir. Spektral taxlil, mash’allarning ravshanligi fotosferanikidan 10-20 % ga ortiq ekanligini ko‘rsatadi. Mash’allarni faqat Quyosh ko‘rinma diskining chekkalari yaqinidagina kuzatish mumkin, disk markazi atrofida esa ular deyarli ko‘rinmaydi. Buning sababi, Quyosh diski markazida nurlanish, uning chuqurroq oblastlaridan chiqayotganligi tufayli chetlariga nisbatan kuchliligidadir. Mash’allar magnit maydonga ega bo‘lib, maydon kuchlanganligi 50-100 erstedni tashkil qiladi. Fotosferaning muammolarga boy obyektlaridan biri Quyosh dog‘laridir.

Granulalar orasida kichik nuqta shaklida Quyosh dog‘lari paydo bo‘ladi. Dog‘ning bunday paydo bo‘lishi pora deb yuritiladi. Poralar - asosan mash’alli sohada joylashgan granulalar orasida vujudga keladi. Quyosh dog‘i ikki qismdan iborat bo‘lib, uning markaziy timqora qismi yadro yoki soya deyiladi. Yadroni o‘rovchi qismi esa yarim soya deb yuritiladi (5.5-rasm). Dog‘larda juda kuchli magnit maydoni mavjud bo‘lib, maydon kuchlanganligi ayrim dog‘larda 4000-4500 erstedgacha etadi.

5.5-rasm. Quyosh dog‘lari

Quyosh dog‘larining temperaturasi uning atrofidagi haroratdan 1000-1500 gacha past bo‘ladi, ya’ni 4500K ga yaqin bo‘ladi. Shuning uchun Quyosh dog‘lari fotosferada qora obyekt sifatida namoyon bo‘ladi. Quyosh dog‘larida magnit maydoning mavjudligi, Xeyning spektral kuzatishlaridan 1908 yilda ma’lum bo‘ldi. Dog‘larning diametri 40000 kilometrdan ortiq bo‘lsa, uni oddiy ko‘z bilan ham ko‘rish mumkin bo‘ladi. Shuning uchun dog‘larni juda qadim zamonlarda ham odamlar kuzatganlar. Eramizdan bir necha yuz yil oldingi Xitoy qo‘lyozmalarida Quyosh dog‘larining kuzatilganligi qayd etilgan. Biroq qadimda, kuzatilgan dog‘lar, Quyosh gardishi oldidan o‘tayotgan birorta sayyoraning (Merkuriy yoki Veneraning) unda proeksiyalanishi deb noto‘g‘ri talqin qilinar edi. Birinchi bo‘lib G.Galiley 1609 yilda, o‘zi yasagan teleskopda dog‘larni kuzatib, ular bevosita Quyosh sirtida tegishli obyektlar ekanligini ko‘rsatdi.

Quyosh atmosferasida dog‘lar guruh-guruh bo‘lgan obyektlar bo‘lib, ular yakka holda kamdan-kam uchraydi. Dog‘ guruhlarida bir yoki ikki yirik dog‘ bo‘lib, u yana bir nechta tartibsiz joylashgan mayda dog‘chalar va poralardan iborat bo‘ladi (5.6-rasm). Qizig‘i shundaki, guruhdagi ikki yirik dog‘dan biri shimoliy magnit qutbiga, ikkinchisi esa janubiy magnit qutbiga ega bo‘ladi. Guruhdagi bu ikki yirik dog‘dan g‘arbdagisi lider, sharqdagisi esa dumdagi dog‘ deb yuritiladi. Guruh dog‘lari strukturasiga ko‘ra, sinflarga bo‘linadi. Agar guruhda bir xil qutbga ega bo‘lgan dog‘lar yoki birgina dog‘ bo‘lsa u unipolyar, qarama-qarshi qutblangan ikki dog‘ yoki dog‘lar guruhidan tashkil topganda esa bipolyar deyiladi. Guruhdagi dog‘lar qutblanishi jixatidan aniq bir qonuniyatga ega bo‘lmaydi.

5.6-rasm.

Quyosh dog‘larining yashash vaqti turlicha bo‘ladi. Poralarni e’tiborga olmaganda, dog‘lar bir necha oygacha yashaydi. Bir necha oy yashaydigan dog‘lar juda kam uchraydi. Poralar esa bir necha soatdan bir necha sutkagacha yashaydi yoki davr ichida dog‘ga aylanadi.

Dog‘lar, asosan Quyosh ekvatori atrofida 40 li kenglik zonasida chegarasida uchrab, undan katta kengliklarda deyarli kuzatilmaydi. Quyosh aktivligining minimumi davrida dog‘lar, 45li geliografik kengliklarda vujudga kelib, keyin uning ko‘payishi davomida, ularning paydo bo‘lishi zonasi ekvator tomon yaqinlashib keladi. Bu hodisa Kerington tomonidan aniqlanib, G.Shpyorer tomonidan o‘rganilgan va shu boisdan Shpyorer qonuni, yoki ba’zan ko‘rinishiga ko‘ra, «Maunder kapalagi» ham deb yuritiladi.

Dog‘larning o‘lchami xilma-xil bo‘lib, ularning diametri bir necha ming kilometrdan bir necha yuz ming kilometrgacha boradi. 1858 yilda kuzatilgan yirik dog‘ning diametri 230 ming kilometrni tashkil qilib, Yer diametridan 28 martacha katta bo‘lgan.

Quyosh dog‘larining yarim soyasi qismida gaz massasining uzluksiz tashqariga tomon oqib chiqishi kuzatiladi. Oqimning o‘rtacha tezligi sekundiga 2 kilometrni tashkil qiladi. Yarim soyadagi bu hodisa, Dopler effekti asosida Kodaykanal (Hindiston) observatoriyasining astronomi J.Evershed tomonidan aniqlandi va bu hodisa olim sharafiga, Evershed effekti deb yuritildi. Yarim soyaning tuzilishini o‘rganish, u, dog‘ radiusi yo‘nalishida yotuvchi qora va yorug‘ tolalardan tashkil topganligini ko‘rsatadi. Yarim soya bo‘ylab gaz oqimi qora tolalar bo‘ylab kuzatilib, yorug‘ tolalar bu harakatda ishtirok etmasligi, spektral tahlil asosida ma’lum bo‘ldi.

Quyosh dog‘larining kelib chiqishi haqidagi dastlabki nazariyalar, nuriy muvozanat sohasida kuzatilayotgan gazning adiabatik sovushiga asoslangan. Bu nazariyalar biri 1921 yilda Ressel tomonidan, boshqa biri esa 1926 yilda Rosseland va Berknis tomonidan ilgari surildi. Biroq, Quyoshning sirtqi qatlamida vodorodli konvektiv zonaning aniqlanishi, adiabatik sovish nazariyasi uchun hal qilish qiyin bo‘lgan qiyinchiliklarni tug‘dirdi.

Quyosh dog‘larining sovishini, magnit maydonning ta’siri orqali tushuntiradigan gipoteza 1941 yili Birman tomonidan va keyinroq Xeyl tomonidan taklif qilindi. Birman nazariyasiga ko‘ra, dog‘larda magnit maydon konveksiyasi mavjud bo‘lib, u dog‘ o‘rniga yo‘nalgan energiya oqimini susaytiradi va natijada bu jarayon, dog‘ sohasida temperaturani pasayishini vujudga keltiradi. Bu esa, o‘z navbatida, dog‘ni fotosfera fonida qora bo‘lib ko‘rinishiga sabab bo‘ladi. Biroq, keyingi yillarda, dog‘larning soya qismida ham donodorlik yacheykalarning kuzatilishi, bu nazariya obro‘siga putur etkazdi. Shuni aytish kerakki, kuzatilgan yadrodagi granulyasion yacheykalar, fotosfera granulalari bilan solishtirilganda, magnit maydonning konvektiv oqimga bevosita ta’siri borligi ma’lum bo‘ldi. Natijada konveksiya, dog‘da butunlay bo‘g‘ilmasada, harqalay tormozlanishiga shubha qolmadi.