Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

Xeyl nazariyasiga ko‘ra, konveksiya tufayli Quyosh sirtiga ko‘tarilgan issiqlik energiyasi, uning katta sirt maydoni bo‘ylab taqsimlanishi natijasida sovib, qora dog‘ni hosil qiladi. Bu gipoteza tug‘ilishida, konveksiya oqimi faqat magnit maydon kuch chiziqlari bo‘ylab ko‘tariladi va dog‘larda, magnit maydoni haqidagi klassik tasavvurga binoan, uning kuch chiziqlari quyosh sirti bo‘ylab yoyiladi.

Garchi Birman va Xeyl gipotezalari hozirgi zamon kuzatishlari natijalariga ko‘ra o‘zlarini to‘la oqlay olmasalarda, dog‘larda plazmaning sovishi, energiyani Quyosh sirtiga tashuvchi konveksiyaning magnit maydoni tufayli qisman tormozlanishidan ekanligiga bugun etarlicha dalillar mavjud.

Quyosh dog‘larining spektri, fotosfera spektri bilan bir xil ya’ni yutilish spektri bo‘lib, unda uygonish potensiali kichik bo‘lgan spektral chiziqlar, fotosferanikiga nisbatan kuchaygani holda, uyg‘onish potensiali katta bo‘lganlarining intensivligi, aksincha, kamaygan holda bo‘ladi. Quyosh dog‘lari spektridagi dog‘ga tegishli fizik parametrlarni (harakat tezligi, magnit maydon kuchlanganligi va hokazo) aniqlash maqsadida, dog‘ spektrini olishda, spektrograf tirqishining balandligi shunday tanlanadiki, bunda spektr dog‘ning ikki tomonidan fotosferani ham o‘z ichiga oladi.

Dog‘ spektrida spektral chiziqlar, sokin fotosferanikidan farqli o‘laroq, harakat borligidan darak berib, asosan dog‘ning yarim soya qismida spektrning qizil yoki binafsha tomoniga siljiydi. Ma’lum  to‘lqin uzunligining siljishi  ni tashkil qilsa, u holda nuriy tezlik (tezlikning qarash chizig‘i bo‘yicha tashkil etuvchisi) Dopler effektiga ko‘ra

(5.12)

formulalardan topiladi. Bu erda s-yorug‘lik tezligini ifodalab, tezlikning musbat ishorasi spektral chiziqni beruvchi atomlardan iborat plazma massasini kuzatuvchiga nisbatan  tezlik bilan uzoqlashishidan, minus ishora esa, shunday tezlik bilan yaqinlashishidan darak beradi.

Shuningdek, nurlanayotgan plazma atomlari dog‘ning dog‘ning magnit maydonida bo‘lganda, spektral chiziqlarning bo‘laklarga bo‘linishi kuzatiladi (ayniqsa dog‘ning yadroga tegishli qismida). Bu xodisa Zeeman effekti deb yuritiladi. Zeeman effektiga ko‘ra, kuzatiladigan dog‘ sohasida magnit maydon kuchlanganligi vektorining qarash chizig‘i yo‘nalishiga nisbatan joylashganligiga qarab, spektral chiziq ikkita yoki uchta tashkil etuvchiga bo‘linadi. Agar maydon kuchlanganligi vektori (N) qarash chizig‘i bilan bir xil yo‘nalgan bo‘lsa, u holda spektral chiziq ikkita komponentaga (+,-) ajralib, ular aylanma qutblangan bo‘ladi. Agar N vektorning yo‘nalishi, qarash chizig‘i yo‘nalishi bilan 90 li burchak tashkil qilsa, u holda spektral chiziq 3 ta komponentaga (+  ) bo‘linib, ular chiziqli qutblangan bo‘ladi. Komponentalarning intensivligi birinchi holda o‘zaro I_=I_ nisbatda bo‘lib, ikkinchi holda I_=I_=I_ nisbat ko‘rinishida bo‘ladi.

§ 5.4. 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‘лar, fotosferadagi aniqligini yo‘qotgan holda ancha xiralashib ko‘rinadi. Xromosferaning yuqori sifatli spektri Quyoshning to‘la tutilishi paytida olinadi. Oy diski bilan Quyosh gardishining to‘la to‘silishida (tutilishning ikkinchi kontakti momentida) Quyoshning sharq tomonida faqat xromosferaning “o‘роg‘i” ¸рqin shu’lalanadi. Shundan so‘ng biroz o‘tmay, xromosfera “o‘роg‘i” Quyoshning g‘arb tomonida (tutilishning uchinchi kontakti momentida) shu’lalanadi. Xromosferaning spektri sharqiy va g‘arbiy “o‘роq” шуълаланган моментларда олиниб 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‘тkir 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 va “hа¸тининг сo‘nggida” секундига 20-40 километр тезлик билан Quyosh atmosferasining tashqi toj zonasigacha ko‘tarilib, ko‘pchiligi u erda 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.

Ma’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 halqasimron shakllarda bo‘lib, ko‘pincha Quyosh atmosferasining toj qismigacha boradi. Protuberanetslarning harorati 20000 K ga yaqin.

5.7- rasm

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.

Protuberanetslar fizik tabiatiga ko‘ra uch guruhga bo‘linadi: sokin, aktiv va eruptiv.

Sokin protuberanetslar, vaqt o‘tishi bilan shaklini deyarli o‘zgartirmadi 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.

Eruptiv 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.

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. Dog‘li sohalarda chaqnashni qayta-qayta hosil bo‘lishi, ko‘pincha ma’lum bir joylarda qaytarilishi bilan e’tiborli. Shuni 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.

5.8- rasm

Chaqnashlarni Quyosh sirtida geliografik koordinatalr 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 qariyb 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.

§ 5.5. Quyosh toji va uning radionurlanishi

Quyosh tojining balandligi 10 million km gacha etadi. Tojning ravshanligi, Oyning to‘linoy fazasidagi ravshanligiga ham etmasligi tufayli, uni oddiy ko‘z bilan ko‘rishning iloji yo‘q. Asrlar davomida, Quyosh tojini faqat Quyosh to‘la tutilgandagina kuzatishgan. Faqat XX asrning o‘rtalariga kelib, Lio (Fransiya) yaratgan koronagraf yordamida Quyosh tojini tutilishlarsiz ham kuzatish imkoni paydo bo‘ldi.

5.9- rasm

Agar tojning spektrni olish zaruriyati tug‘ilsa, IPF o‘rniga spektrograf o‘rnatiladi. Toj ravshanligiga ko‘ra, ikki qismga bo‘linadi: Quyosh diski chegarasidan 0,51 R_o masofagacha cho‘zilgan ravshan qismli-ichki toj va bu chegaradan tashqarida yotgan tashqi toj. Ichki tojda yoysimon va bulutsimon obyektlar kuzatiladi. Bu obyektlar xromosferaning aktiv sohalari, ayniqsa protuberanetslar bilan ta’sirlashadi va natijada o‘zgarib-harakatlanib hamda yo‘qolib turadi. Tojning spektri, kuchsiz tutash spektiri fonidan va bu fonda joylashgan yorug‘ (emission) chiziqlardan tashkil topadi. Emission chiziqlarning ravshanligi, tojning balandligi ortgan sayin xiralashib boradi. Tojdan kelayotgan nur qutblangan bo‘lib, Quyosh sirtidan 0,5R_o (R_o-Quyosh radiusi) badandlikda qutblangan nurlar butun nurlanishning 50 foizidan tashkil qiladi. Qutblanish xarakteriga ko‘ra, tojda nurni sochayotgan zarrachalar tabiati hàqida fikr yuritish mumkin. Ma’lum bo‘lishicha yorug’likning bunday katta qutblanishi, faqat erkin elektronlarda sochiladigan nurgina berishi mumkin.

Quyoshning radionurlanishi ikki qismdan, doimiy va o‘zgaruvchan komponentlardan iborat bo‘ladi. Bulardan birinchisi sokin Quyoshga tegishli bo‘lib, ikkinchisi o‘zgaruvchan Quyoshga tegishlidir. Quyosh toji ko‘zni ko‘rish chegarasidagi Quyoshning chiqadigan nurlarni deyarli yutmaydi, biroq radionurlanishlarni kuchli yutadi, sindiradi va qaytaradi. Quyosh toji o‘zi millimetrdan to metrli to‘lqin uzunligigacha bo‘lgan nurlarni chiqaradi. Bunda millimetrli nurlar Quyosh tojining ostki qatlamlaridan, santimetrli va metrli to‘lqin uzunligiga ega bo‘lgan radionurlar esa atmosferaning sirtqi qatlamlaridan chiqariladi. Quyosh tojning radionurlanishiga ko‘ra aniqlangan ravshanlik temperaturasi toj balandligi ortishi bilan kamayib boradi.

Shuningdek, tojdan uzluksiz korpuskulyar zarralarning oqimi chiqib turishi aniqlangan. Bu oqim tezligi Quyoshdan uzoqlashgan sayin ortib borib, Yer yaqinida 300-400 km/sek ga etadi. Quyosh tojining sayyoralararo bo‘shliqda bu xilda kengayishi “Quyosh shamoli” deb yuritiladi.

§ 5.6. Quyosh aktivligining davriy o‘zgarishi

Vaqt davomida Quyoshda dog‘larning soni o‘zgarib turadi. Dog‘lar sonining o‘zgarib turishi, ma’lum davriylik asosida kechadi. Shvetsariyalik astronom R.Volf har kunlik dog‘lar sonini hisoblash uchun quyidagi formuladan foydalangan:

W=k(10g+f), (5.12)

bu erda k-teleskopning quvvatini ifodalovchi koeffitsienti (ko‘pinchi k=1); f-Quyoshdagi umumiy dog‘larning umumiy sonini, g dog‘ guruhlari sonini ifodalaydi.

Volf bir necha yil davomida kuzatilgan Quyosh dog‘lari sonining o‘zgarishi va, Galiley zamonasidan buyon kuzatilgan dog‘lar soniga tayangan holda, Quyosh dog‘lari soni 11,1 yillik davr bilan o‘zgaradi degan xulosaga keldi. Bu davr, Quyosh aktivligining davri deb yuritiladi (5.10-rasm.).

Yerda kuzatiladigan ko‘plab fizik va biologik hodisalarning kechishi, xususan, iqlimning o‘zgarishi xilma-xil kasalliklarining davriy ravishda takrorlanishi, ionosferadagi hodisalari, Yer magnit maydoni “bo‘ronlari” va kosmonavtlar uchun radiatsiya xavfining tug‘ilishi - bularning hammasiga Quyoshda ro‘y beradigan turli aktiv jarayonlar sababchi ekanligi fanga anchadan beri ma’lum. Garchi bu problema to‘la hal qilinmagan bo‘lsa-da, Quyosh aktivligining Erda kuzatiladigan, eslatilgan hodisalar bilan aloqadorligini o‘rganish borasida ko‘p yutuqlar qo‘lga kiritilgan.