Umumiy astronomiya

§ 5.2. 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 (fraungofer) chiziqlari 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 dan 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 va ), vodorodning N_ va N_ natriyning D₁ va D₂ 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.

5.3-rasm. Quyosh spektri

Quyoshning tutash spektrining 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 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 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/m^2)	 kg/m^3
0		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
0.98	10^5	10^9	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.