strict warning: Only variables should be passed by reference in /usr/share/drupal6/modules/book/book.module on line 559.

Արևային քամի, Հելիոսֆերա և Տիեզերական Ճառագայթների տարածում

Մինչև Երկիր հասնելը տիեզերական ճառագայթները անցնում են խճճված միջաստղային և միջմոլորակային տարածություններով: Մեկ վարկյանում Երկրի վրա գրանցվող տիեզերական ճառագայթների քանակի (դրանց հոսքի) և դրանց այլ հատկանիշների վրա ներգործում են մասնիկների ճանապարհին հանդիպող մագնիսական դաշտերը: Արևի փոփոխական մագնիսական դաշտը, խաթարված արևային քամու կողմից , խանգարում է տիեզերական ճառագայթների տարածմանը Հելիոսֆերայի մեջ և տատանումներ է առաջացնում ժամանակային սանդղակի մեջ՝ ժամերից մինչև հազարամյակներ:

Արևի պսակը և Հելիոսֆերան

Խավարման նկարից մեզ պարզ է դառնում (և կորոնոգրաֆիկ հետազոտություններից – օր. LASCO փորձը SoHO, ESA/NASA-ում), որ արևը շատ ավելի մեծ է, քան այն լուսավոր գոտին, որը մենք տեսնում ենք և որը կոչվում է ֆոտոսֆերա: Արևի պսակը մոտ (1-2)x106 Կ միջին ջերմաստիճանի նոսր մագնիսացված գազ է: Այն գրեթե ամբողջապես իոնացված է և կազմված է էլեկտրական լիցքավորված մասնիկներից: Այսպիսի իոնացված գազը կոչվում է պլազմա: Միայն ձգողականության ուժը չի կարող այն պահել արևի վրա: 1950թ-ին ուսումնասիրությունների արդյունքում և ֆիզիկական հաշվարկներից պարզ է դարձել, որ այս պլազման պետք է արևից հեռանա գերձայնային արագությամբ և տարալուծվի ողջ արեգակնային համակարգի մեջ:

Արևային քամին այն տաք պլազման է, որն արևի պսակից տարածվում է բոլոր ուղղություններով տարբեր արագություններով՝ 300-ից մինչև ավելի քան 1000 կմ/վ արագությամբ: Կարելի է տարբերակել 2 ռեժիմներ. արագ արևային քամի, որն առաջանում է պսակի ճեղքերից 800 կմ/վ արագությամբ, և դանդաղ արևային քամի՝ պսակի այլ գոտիներից (հատկապես լայն կառուցվածքները, որոնք կոչվում են պսակի ճառագայթներ, մեզ հայտնի խավարման նկարներից) մինչև 400 կմ/վ արագությամբ: Ինչպես և պսակը այն կազմված է հիմնականում լիցքավորված մասնիկներից՝ պրոտոններից, էլեկտրոններից, նաև (5%) իոնացված հելիումից և ավելի ծանր տարրերի մի քանի իոններից: Սխեմատիկ նկարի վրա պատկերված են որոշ առանձնահատկություններ, որոնք տեսանելի են կորոնոգրաֆի կամ խավարման նկարներից. լայնամասշտաբ ճառագայթներ, որոնք նպաստում են արևային քամուն և արևի պսակի օջախին, որտեղից արագ քամին սկիզբ է առնում: Պսակը նաև ավելի փոքրամաշտաբ շարժերի դինամիկ միջավայր է՝ պլազմային հոսքերով, հարվածներով և մագնիսական դաշտի խանգարումներով, որոնք կոչվում են Ալվենային ալիքներ: Այս կազմությունները և խանգարումները ստեղծում են միջմոլորակային միջավայրը և նպաստում դրա դինամիկային:

Արևային քամին արևի մագնիսական դաշտը տանում է դեպի արեգակնայի համակարգ: Երբ մագնիսկան դաշտը մոտ է արևին, այն բավականին ուժեղ է, որպեսզի պահպանի պլազման և կազմի պսակը, մակերեսից փոքր ինչ հեռավորության վրա տաք պլազման գերակայում է մագնիսկան դաշտի վրա և մագնիսական դաշտի ուժագծերը դուրս է քաշում: SoHO –ի պսակի 1996թ-ի լուսանկարի հիման վրա գծագրված սխեման ցույց է տալիս ուժագծերը, որոնք սկիզբ առնելով որոշ հեռավորության վրա, հավասարվում են արևային քամու հոսքի հետ, որը ենթադրաբար պարզապես շառավղային է: Հասարակածային հարթությունը առանձնացնում է հակառակ ուղղվածության մագնիսկան ուժագծերը: Մագնիսկան դաշտի այս հանկարծակի փոփոխությունը առաջացնում է էլեկտրական հոսանք: Հակառակ ուղղվածության մագնիսկան դաշտերի միջև նեղ շերտը կոչվում է հելիոսֆերիկ հոսանքի շերտ: Իրականում այն պարզապես հարթ մակերևույթ չէ, քանի որ արևի պսակը համաչափ չէ:

Միջմոլորակային միջավայր տարածվող ուժագծերի հիմքը մնում է արևը, որոնք պտտվում են արևի հետ: Արևային քամու ճառագայթային արտահոսքը նման է այգում պտտվող ջրցանիչի ջրի ցրմանը. ջրի կաթիլների շարժման ուղղությունը ծռվում է ջրցանիչի պտույտների ազդեցության տակ: Ուսումնասիրելով արևը, հետևելով արևի վրա արևային քամիներին՝ կարելի տեսնել միևնույնը: Իսկ մագնիսական դաշտը հավասարվում է այս ուղղության հետ: Սա է պատճառը, որ մագնիսիկան ուժագծերը միջմոլորակային միջավայրում ծռվում են: Երբ դիտում ենք դրանք արևի հյուսիսային բևեռի վերևից, այն ունի Արիքմեդյան պարույրի տեսք, որը կոչվում է նաև Պարկերի պարույր՝ Եվգենի Պարկերի անունով, ով 1958 թ-ին մշակեց արևի քամու առաջին թերմոդինամիկ մոդելը՝ իր ներհյուսված մագնիսկան դաշտով: Ինչպես երևում է նկարից, Պարկերի պարույրի մագնիսկան ուժագիծը Երկիրը կապում է արևի սկավառակի կենտրոնից դեպի աջ գտնվող կետի հետ, արևի արևմտյան կիսագնդում:


Երբ լիցքավորված մասնիկներն արագացվում են արևի վրա մեծ արագությամբ և միջմոլորակային տարածություններ են արտանետվում, դրանք անցնում են միջմոլորակային մագնիսկան դաշտով: Եթե սա նկարագրվում է Պարկերի պարույրի միջոցով, մենք կփորձենք էներգետիկ մասնիկներ գրանցել Երկրի վրա, երբ տեղի է ունենում արագացում արևի արևմտյան կիսագնդում: Նեյտրոնային մոնիտորների ուսումնասիրությունները հաստատում են այս ենթադրությունը վիճակագրական տեսակետից. աջակողմյան ժամանակային զարգացման աղյուսակը ցույց է տալիս արևի վրա մասնիկների դեպքերի հետ կապված բռնկումների երկայնական տարածումը (հելիոգրաֆիկ երկայնություն): Այս տարածումը ամենաշատն է 30°-60° արևմտյան երկայնությունում, ինչպես և սպասվում էր, եթե էներգետիկ մասնիկները տարածվեն Պարկերի պարույրի ուժագծերով: Ինչևիցե, գոյություն ունեն զգալի բացառություններ, ինչպես օրինակ էներգետիկ մասնիկները, որոնք գալիս են արևի արևելյան կիսագնդից, կամ կապված են արևի հեռավոր մասերում սպասվելիք բռնկումներից հետ: Պարկերի պարույրը ներկայացնում է միջին մագնիսական դաշտի կոնֆիգուրացիայի հասարակ մոդել, բայց ոչ անպայման իրական կոնֆիգուրացիան յուրաքանչյուր առանձին դեպքի ժամանակ:



Արևային քամու ցուցանիշները՝ չափված տիեզերանավից Երկրին մոտ

  Արագ քամի Դանդաղ քամի
Արագությունը 500-800 կմ/վ 250-400 կմ/վ
Խտությունը 3x106 մ -3 10x106 մ -3
Պրոտոնային ջերմաստիճանը 2x105 K 4x104 K
Էլեկտրոնային ջերմաստիճանը 1.2x105 K 1.5x105 K
Մագնիսական դաշը 2-10 nT 2-10 nT
  • Մագնիսական դաշտի ուժգնության միավորը. 1 nT (nano Tesla) =10-9 Tesla
  • Պրոտոնների և էլեկտրոնների ջերմաստիճանները տարբեր են, ինչպես հատկանշական է ցածր խտության գազին (սա նաև հանդիպում է նեոնային լամպի մեջ)

Էջի սկիզբ


Հելիոսֆերան և դրա խաթարումները

Արևի լայնամասշտաբ մագնիսական դաշտը և Հելիոսֆերան

Հելիոսֆերան արևի շրջակայքի եռաչափ գոտին է, որտեղ գտնվում է արևային քամին և դրան ներհյուսված (ներսառեցված) մագնիսական դաշտը: Գերձայնային արևային քամին մտնելով միջաստղային միջավայր՝ տերմինացիոն հարվածի մեջ ստանում է ինֆրաձայնային արագության, մինչդեռ այս վերափոխումը պետք է տեղի ունենա միջաստղային քամու համար՝ հելոիսֆերիկ գլխային հարվածի ալիքի մեջ (նկար. http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

Հելիոսֆերայի չափսը մոտ 100 ՏՄ է (1 ՏՄ տարածությունն է Արևի և Երկրի միջև =Տիեզերական միավոր 1.5x108 կմ)՝ հիմնված նեյտրոնային մոնիտորների գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների հոսքերի ժամանակային չափումների վրա(տես ստորև): Դա անմիջապես տեսանելի էր երկու Վոյաջեր տիեզրանավերի համար, երբ դրանց անցնում էին հելիոսֆերիկ տերմինացիոն հարվածների միջով 2007 և 2008 թթ-ին:

Հելիոսֆերայի խաթարումները

Տիեզերական զոնդերը հնարավորություն են տալիս չափել անմիջապես արևային քամու հիմնարար ֆիզիկական պարամետրերը. արևային քամին գազի հանդարտ հոսք չէ, մագնիսական դաշտի տատանումները (Ալֆվենյան ալիքներ) առաջանում են արևի վրա գազի տուրբուլենտային շարժումներից և դուրս են մղվում: Մագնիսական դաշտի խաթարումները և հարվածային ալիքներն առաջանում են արագ և դանդաղ արևային քամու հոսանքի բախումներից (համա-պտտվող փոխազդեցության գոտի; CIR)և արևի պսակի մեջ ժայթքումների, պսակի զանգվածների ժայթքումների և արևի բռնկումների միջոցով: Պսակի զանգվածները տարածվում են արեգակնային համակարգի մեջ, և կարող են չափվել Երկրի մոտակայքում՝ որպես միջմոլորակային պսակի զանգվածների ժայթքումներ: Դրանցից ոմանք կոչվում են մագնիսական ամպեր: Երբ դրանք բավականաչափ արագ են, իրենց առջև առաջացնում են հարվածի ալիքներ. ինչպես օրինակ օդանավը, որն ավելի արագ է թռչում, քան դրա ձայնը երկրի մթնոլորտում:

Ձախ կողմի նկարը ցույց է տալիս ուժեղ արևային բռնկման և պսակի զանգվածների ժայթքման օրինակ, ինչը Հելիոսֆերան զգալիորեն խախտեց: Ձախակողմյան պատկերի մեջ ներկայացված են Արևի 4 լուսանկարներ, կատարված SoHO տիեզերանավից տարբեր սարքավորումների միջոցով (ESA/NASA) 2003թ-ի հոկտեմբերի 28-ին. արևի հետքերը (ձախակողմյան վերևի նկարում) ցույց են տալիս ուժեղ ակտիվություն և բարդ մագնիսկական դաշտեր արևի մակերևույթին: Այս գոտիներից ամենամեծերի և բարդերի մեջ առաջանում են պայծառ բռնկումներ: Սա ուսումնասիրվել է օրինակ, Խիստ Ուլտրամանուշակագույն Աստղադիտակի միջոցով (EIT; վերևի աջակողմյան նկար): Արագ և մեծ պսակի զանգվածների ժայթքում գրանցվեց LASCO աստղադիտակի կողմից մի քանի րոպե անց (ներքևի նկարներ), որը տարածվեց պսակի միջով ավելի քան 1000կմ/վ արագությամբ:

Տիեզերանավի ուումնասիրությունները ցույց տվեցին, որ այս արագ պսակի զանգվածների ժայթքումները հեղեղեցին Երկիրը երկու օր անց՝ հոկտեմբերի 29-ին: Ստորև բերված է սխեմատիկ նկարը (Y. Liu և այլոք, J. Geophys. Res., 111, A09108). Արտանետված պսակի մագնիսական դաշտի կազմությունը (ուժագիծը կարմիրով) խախտում է հելիոսֆերիկ մագնիսական դաշտը (ուժագծերը կապույտով): Արևային քամու պլազման չի կարող ներխուժել պսակի զանգվածների միջմոլորակային ժայթքումների մեջ: Հետևաբար այն սեղմվում է, դրա հետ նաև մագնիսկան դաշտը: Ուժագծերի ձևը փոխվում է: Պսակի զանգվածների միջմոլորակային ժայթքումների և շրջակա արևային քամու սահմանագծում մագնիսական դաշտը կարող է տուրբուլենտային դառնալ: Այսպիսի խախտված հելիոսֆերայի մեջ և արեգակնային և գալակտիկական տիեզերական ճառագայթներն ունեն հանդարտ հելիոսֆերայից բավականին տարբեր տարածման պայմաններ:

Էջի սկիզբ


Տիեզերական ճառագայթների տեղաշարժը հելիոսֆերայում

Հելիոսֆերա ներթափացնող տիեզերական ճառագայթները փոխազդում են արևային քամու հետ: Շատ էներգետիկ լիցքավորված մասնիկներ ազդեցություն չեն կրի, դրանք հատում են արևային քամին կարծես այնտեղ չեն եղել: Սակայն միջին էներգիաների տիեզերական ճառագայթները , օրինակ մինչև մի քանի տասնյակ ԳէՎ, զգում են դրա ազդեցությունը: Ոչ բախումների միջոցով, քանի որ գազը շատ ավելի նոսր է տիեզերական մասնիկի արևային քամու մասնիկի հետ ուղղակի բախումների համար: Սակայն փոփոխվող մագնիսական դաշտը միջին էներգիաների տիեզերական ճառագայթների շարժման ուղղությունը մեծապես շեղում է ուղիղ գծից:


Գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների արևային մոդուլյացիան

Գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների մասնիկները ցրվում են մագնիսկական խաթարումների միջոցով, որոնք տարածվում են արևային քամու հետ: Նման խախտումների քանակը փոփոխվում է 11 տարին մեկ՝ արևային ակտիվության շրջանի հետ: Արևի ակտիվության շրջանը պարզ ցույց է տրված արևի հետքերի միջոցով (կանաչ կոր): Նեյտրոնային մոնիտորների համաշխարհային ցանցի երկարաժամկետ մոնիտորինգի արդյունքում պարզ դարձավ, որ գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների հոսքն ունի նմանատիպ փոփոխում (կարմիր կոր). երբ արևի հետքերի քանակը մեծ է, գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների հոսքը ցածր է, և հակառակը:

Այս այսպես կոչված գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների արևային մոդուլյացիան տեղի է ունենում հելիոսֆերայի դինամիկ միջավայրում էներգետիկ մասնիկների տարածման հետևանքով: Հելիոսֆերայի մեջ մագնիսական դաշտը բարձր տատանողականություն ունի բարձր ակտիվության շրջանում, այսինքն, երբ արևի հետքերի, նաև բռնկումների և զանգվածային ժայթքումների քանակը բարձր է: Տուրբուլենտային միջմոլորակային մագնիսկան դաշտը շեղում է տիեզերական ճառագայթներն ավելի արդյունավետ, քան ցածր ակտիվության շրջանում, երբ մագնիսական դաշտն ավելի կայուն է: Մագնիսական դաշտի ուժեղ տատանումները չեն նվազեցնում Հելիոսֆերա և Երկիր հասնող տիեզերական ճառագայթների քանակը, սակայն դրանք փոխում են նաև իրենց էներգետիկ սպեկտրը, այլ դրանք փոխում են նաև իրենց էներգետիկ սպեկտրը (քանի որ ավելի ցածր էներգիայի մասնիկները ավելի ուժեղ ազդեցություն են կրում, քան շատ էներգետիկները) ինչպես նաև իրենց տարածման ուղղությունը (անիզոտրոպիա):

Նկատելով արևային հետքերի քանակի և գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների հոսքերի ժամանակային փոփոխությունների համանմանությունը, հետաքրքիր է տեսնել նաև տարբերությունը. տիեզերական ճառագայթների հոսքի ժամանակային զարգացումը Երկրի վրա տարբեր է երկու հաջորդական ակտիվության փուլերում: Մեկի մեջ կորագիծը սրագագաթ է, հստակ մաքսիմումով (օրինակ 1987թ-ին), մինչդեռ այն ավելի հարթ է հաջորդ մաքսիմումում (1997): Սա պայմանավորված է նրանով, որ արևային ակտիվությունը կրկնվում է ավելի հաճախ՝ փաստորեն 22 տարվա պարբերականությամբ և ոչ 11: Յուրաքանչյուր 11 տարին մեկ ողջ արևային մագնիսական դաշտը փոխում է իր բևեռը, և սա մեծապես ազդում է լիցքավորված մասնիկների տարածմանը Հելիոսֆերայի մեջ:

Արևը, տիեզերական ճառագայթների տարածման վրա ազդում է ոչ միայն ակտիվության փուլի միջոցով այլ նաև ակտիվ գոտիների տեղակայվածության միջոցով: Սա ստեղծում է ավելի ցածր հաճախականության տատանումներ, որոնց տևողությունը կախված է արևի պտույտի 27 օրյա տևողությունից: Տիեզերական ճառագայթների երկարաժամկետ տատանումները, մինչև անգամ հազարամյա ժամանակային մասշտաբով, իրենց հետքն են թողնում Երկրի վրա, որոնք կարելի է հատկապես գտնել բևեռային սառույցի փորձանմուշների մեջ: Ներկայումս մենք ականտես ենք լինում թույլ ակտիվության երկարաձգված եզակի շրջանի. սկսած 2009թ-ի մայիսից մեզ հայտնի չէ, արդյո՞ք ակտիվության մինիմումը անցել է, թե՞ դեռ առջևում է. սա նշանակում է, որ 13 տարիներ են անցել 1996թ-ի վերջին մինիմումից, միջինում 11 տարիների փոխարեն: Տիեզերական ճառագայթների մոդուլյացիան հաստատում է սա, քանի որ նրանց հոսքը ներկայումս ավելի բարձր է, քան արևային ակտիվության անցյալ մինիմումի ժամանակ:


Ֆորբուշի նվազումներ

Մագնսիական դաշտի կոնֆիգուրացիաները, որոնք տարածվում են Հելիոսֆերայի մեջ, որպես Պսակի Զանգվածների Միջմոլորակային Ժայթքումներ, նաև նվազեցնում են գալակտիկական տիեզերական ճառագայթների հոսքը: Նկարում պատկերված է 2001թ-ի ապրիլի հետազոտությունը՝ NMDB տվյալների բազայից: Հետազոտվել է հաշվի արագությունը դեպքից առաջ, կորերը ցույց են տալիս հաշվի արագության տոկոսները՝ համեմատած միջին արժեքների հետ դեպքից առաջ: Անկումը կարող է հասնել 20%-ի: Դրանք կոչվում են Ֆորբուշի նվազում, տիեզերական ճառագայթների ֆիզիկոս Սկոտ Ֆորբուշի անունով: Տիեզերական ճառագայթների հոսքի անկումը վերագրվում է պահպանիչ շերտին, որն առաջանում է մագնիսական դաշտի բարդ և տուրբուլենտային կազմի միջոցով Պսակի Զանգվածների Միջմոլորակային Ժայթքումների մեջ և դրա շրջակայքում, ինչպես նաև հարվածային ալիքի մեջ, որն առաջանում է դրանից առաջ:

Եթե ցանկանում եք տեսնել այլ Ֆորբուշ նվազումներ, այցելեք NMDB դեպք որոնող գործիքը. Ընտրեք Ֆորբուշ նվազման համարը և այն կայանը, որի հետազոտությունները կցանկանաիք տեսնել և սեղմեք "Submit":.

Էջի սկիզբ