Спектрлік талдау

Сәулелену қарқындылығының толқын ұзындығы (немесе жиілігі) бойынша үлестірілуі сәулелену спектрі деп аталады.

Құранды (күрделі) жарықты жай (құраушы) сәулелерге жіктейтін құралдар шыны призма (кейде кварц призма), не дифракциялық решетка болады.

Егер құранды ақ жарықты шыны призмаға түсірсек, оны құрайтын жай сәулелердің шыны ішіндегі жылдамдығы әр алуан болғандықтан, олар әртүрлі болып сынады да, жолындағы экран бетіне барып түскенде, бәрі экранның бір нүктесіне беттесіп түспейді, жіктеліп қатар-қатар түседі. Ал толқын ұзындығы әртүрлі сәулелер біздің көзімізге әртүрлі түсті болып көрінеді (егер микрон болса қызыл түсті болып), сондықтан экран бетіндегі әлгі әртүрлі жай сәулелер жіктеліп түскен жерде әртүсті жолақтарды – спектрді көреміз.

Күрделі жарықты жай жарықтарға жіктеу арқылы оның құрамын зерттеуді спектрлік талдау дейді.

Егер құрал спектрді тек окуляр арқылы көзбен көріп бақылау үшін арналған болса, онда спектроскоп, ал спектрді фотографиялау үшін арналған болса, онда спектрограф дейді. Бұлардың құрылысы бірдей, тек спектрографта спектрдің суреті түсетін жерге фотопластинка қойылады.

Аспан денесінен келетін жарықтың спектрін түсіру үшін спектрограф пен телескопты аспан денесінің кескіні спектрографтың саңылауына дәл келетіндей етіп біріктіреді.

Заттың күйіне қарай және оның қандай жағдайда тұруына байланысты спектрдің негізгі үш түрі болады.

Тұтас не үздіксіз спектр бірімен бірі жалғасып жатқан әр түсті жолақтардың жинағы. Мұндай спектрді қызған күйдегі қатты, сұйық заттың бәрі де және үлкен қысым мен жоғары температура жағдайында молекулалары мен атомдары иондалған газдар береді.

Сызықша немесе жолақ спектр қараңғы аралықпен бөлінген жеке-жеке әртүрлі ашық сызықтардан немесе жолақтардан тұрады. Мұндай спектрлерді сиретілген газдар мен булар, мысалы, қызған күйде не электр тогы өткен кезде береді.

Жұтылу спектрі үздіксіз спектр беретін жарық көзінің алдында салқындау газдар не булар тұрған кезде шығады. Мұның түрі көлденең қара сызықтармен айғыздалған тұтас спектр болады. Мұны газдар мен булар өздері арқылы өтетін жарықтың ішінен, өздері жиілігі қандай сәулелерді шығара алатын болса, соларды жұтып қалады деген неміс физигі Кирхгоф заңы бойынша түсінуге болады.

Молекулалардың немесе олардың қосылыстарының спектрі бірқатар жалпақ жолақтардан тұрады; бұл жолақтардың әрқайсысы өте тығыз орналасқан сызықтар.

Газ не бу күйіндегі әрбір элементтің өзіне тән сызықша спектрі бар – сызықтың саны, түсі, орны, жарықтығы (интенсивтігі) әр элементтікі әртүрлі. Мысалы, натрий буының спектрі толқын ұзындықтары және болатын қос сары сызықтан тұрады.

Спектр - химиялық элементтің ен-таңбасы. Спектріне қарап бір элементті екінші элементтен оңай ажыратуға және әр элементтің спектрі белгілі болғандықтан жарық келіп тұрған зат қандай элементтерден құралғанын айыруға болады.

Күн мен жұлдыздар спектрі тұтылу спектріне жатады.

Жарықты шығаратын атом. Ендеше неғұрлым спектр сызықтары жарығырақ болса, солғұрлым ол сызықтарды шығаратын атомдар саны да көбірек болу керек, осыдан элементтің мөлшері қанша екенін де бағалап білуге болады.

Тәжірибенің көрсетуіне қарағанда газдың қысымы көбейген сайын, оның спектріндегі сызықтар жалпая береді және жаңадан сызықтар қосылады. Сөйтіп, спектріне қарап жұлдыз атмосферасындағы қысым туралы түсінік ала аламыз.

Температура күшейген кезде атомдар мен молекулалар иондалады. Ал мұндай күйдегі олардың шығаратын спектрі нормаль күйдегіден өзгеше келеді. Ендеше спектрге қарап температураны да анықтауға болады.

Спектрдің түріне қарап аспан денелеріндегі электрлік және магниттік күштер туралы да мәліметтер алуға болады. Себебі, жарық пен электр және магнит құбылыстарының арасында байланыс бар екенін білеміз: егер жарық көзін күшті магнит өрісіне қойса, спектр сызықтары «жарықшақталады» – бір сызықтың орнына екі не үш сызық (Зееман құбылысы) шығады, ал күшті электр өрісі болған кезде сызықтар жалпаяды. Аспан денелерінен келетін сәулелерді талдап тексергенде, олардың құрамы өте күрделі екендігі ашылды. Ол сәулелер толқын ұзындықтары нешетүрлі электромагниттік толқындардың жинағы екен: оның ішінде ұзын толқынды радиотолқындар, инфрақызыл сәуле, көзге көрінетін ақ сәуле, қысқа толқынды ультракүлгін сәулелер бар.

3.1.4. Абсолют жұлдыздық шама

Көрінетін жұлдыздық шамалар жұлдыз шығаратын энергия, оның бетінің жарықтығы жөнінде хабар бере алмайды. Шын мәнінде, кішігірім және суық жұлдыздар бізге жақын болуы салдарынан ғана алыс орналасқан ыстық алып жұлдыздармен салыстырғанда белгілі жұлдыздық шамаға ие болуы (яғни, жарық болып көрінуі мүмкін) мүмкін.

Егер, екі жұлдызға дейінгі қашықтық бізге белгілі болса, олардың көрінетін Жұлдыздық шамаларының негізінде сәуле шығаратын және нақты жарық айдарының қатынасын табуға болады. Ол үшін бұл жұлдыздардың беретін жарықтылығы мен барлық жұлдызға сәйкес стандарт арақашықтық арасындағы қатынас тексеріледі. Бұл қашықтық ретінде 10 пс (парсек) қабылдаған.

Жұлдызды 10 пс қашықтықтан бақылағандағы оның қабылдай алатындай жұлдыздық шамасы – абсолют жұлдыздық шама деп аталады.

Көрінетін жұлдызды шамалар сияқты Абсолют жұлдыздық шама да визуалды фотографиялық, және тағы басқа болып бөлінеді.

3.1.5. Астрофизиканың әдістері мен аспаптары

Астрофизика аспан денелерінің физикалық табиғатын зерттейді. Қазіргі кезде аспан денелері жайында толып жатқан қызық мәліметтер жиналған. Мысалы, Күннің, ғаламшарның, тіпті жұлдыздардың да атмосферасында қандай элементтер бар, тіпті қандай мөлшерде деген сұрақтарға сенімді жауап алуға болады.

Күннен, жұлдыздырдан, тұмандықтардан шығып тараған сәулелер (электромагниттік толқындар) мен бөлшектер ұдайы Жерге түсіп, біздің көзімізге, құралдарымызға әсер етеді. Алыстағы жұлдыздардан келетін сәулелердің энергиясы өте аз. Сонда да осы аспан денелерінен бізге хабар әкелетін жарық толқындары мен бөлшектерді талдау арқылы, біз олардың физикалық табиғатын зерттеп біле аламыз, өйткені толқындар мен бөлшектерді заттың атомдары мен молекулалары шығарады. Ал, Жердегі зертханаларда істелген зерттеулерден, атомдар мен молекулалар қандай күйде, қандай толқындар мен бөлшектерді шығара алатыны және жұта алатыны бізге белгілі.

Жер бетінде адам шам, электр лампасы, электр доғасы сияқты жарық көздерін жасағанмен олардың шығаратын жарығының құрамы дәл Күндікіндей емес. Бірақ, соңғы жылдарда адам баласы дәл Күннен келіп түсетін жарықтың құрамындай жарықты қолдан шығарып алатын болды. Мысалы, ядролық реакциялар кезінде шығатын жарықтың күштілігі де, құрамы да Күннің және жұлдыздардың шығаратын жарығындай.

Күннен, жұлдыздардан келетін космостық сәуледегі бөлшектердің энергиясындай энергиясы бар протон, нейтрон т.т. деген бөлшектерді ғалымдар синхротон, синхрофазотрон деген үдеткіш машиналар арқылы шығарып алатын болды.

Ал, соңғы жылдарда ғана радиотелескоп арқылы қабылдап зерттей бастаған, аспан денелерінің шығаратын радиотолқындары сияқты, толқындарды ғалымдар (Герц, Попов т.т.) әлдеқашан Жер бетінде құралдар арқылы қолдан шығарып, оларды тұрмыста пайдаланып жүрміз.

Осының бәрі аспан денелерінің қасиеті Жердегі өзімізге таныс заттардың қасиетіне ұқсас екендігін және жердегі заттарда орын алған процестер аспан денелерінде де болатынын көрсетеді. Ендеше Жердегі тағайындалған заңдылықтарды аспан денелеріне де қолдануға болады.

Табиғаттағы заттардың таңғажайып қызық, өзара байланысты қасиеттерін талдап білу арқылы, әлемнің материялық бірлігіне көзіміз жетеді.

Астрофизиканың ең күшті әдісі спектрлік талдаудеуге болады. Шексіз әлемнің сондай алыс түкпірлеріндегі аспан денелерінен келген болымсыз аз сәулені талдау арқылы ол денеде қандай элементтер бар екенін, оның температурасын, ол дененің қозғалыс жылдамдығын білуге – адам баласының дарынды ойының, оның шебер қолының әлемді танудағы тамаша мүмкіндіктерінің шексіз екендігін дәлелдейді. Әлем жөніндегі білімді молайтып, тереңдетуде адамның толып жатқан таңғажайып табыстарының бірі фотографияның маңызы да осы кезде өте зор болды. Телескоп пен фотографияның бірлескен көмегінің арқасында жарығы миллиондаған жылдарда жүріп келетін қашық объектілер де бар екенін білдік. Ғылым мен техника өскен сайын алыстағы ірі объектілерді (макрокосмосты), жақындағы ұсақ (микро) объектілерді тереңірек танып білу үстіндеміз.

3.2 КҮН

3.2.1. Күн туралы жалпы мағлұматтар

Күн кез келген басқа да жұлдыз сияқты плазмалық шар болып табылады. Оның массасы M» 1,99&10³⁰ кг, яғни Жердің массасынан ~333 000 есе көп.

Күннің көрінетін дискі бойынша радиусы R_Күн»6,96&10⁸ м, яғни Жердің экваторлық радиусынан ~109 есе көп. Күннің орташа бұрыштық диаметрі 1919”,26.

Күн затының орташа тығыздығы r»1,41 г/см³, бұл Жер затының орташа тығыздығының»0,256 бөлігін құрайды. Күн орталығындағы тығыздық r»160 г/см³.

Көрнекі беті деңгейіндегі еркін түсу үдеуі 274 м/с² құрайды. Бетіндегі параболалық жылдамдық (екінші ғарыштық жылдамдық) – 6,18×10⁵ м/с.

Күн бетінің (фотосферасының) тиімді температурасы»5780 К, орталығындағы температура - ~1,6&10⁷ К.

Күн тұрақтысы - Q=1360 Вт/м²

Күн жарқырауы - L=3,9×10²⁶ Вт.

Спектрлік классы – G2V.

Колор- индекстері: B-V=0,65; U-B=0,10.

Масса бойынша Күн ~71% астам сутегінен, ~27% астам гелийден және ~2% басқа элементтерден тұрады.

Галактикада Күн шиыршықты тармақтардың бірінің шетінде (не оған жақын), Галактика центрінен ~10 кпк қашықтықта орналасқан. Галактика центрі бойымен айналу жылдамдығы 220-250 км/с, айналу периоды ~200 млн жыл. Жақын жұлдыздар жиынтығына қатысты қозғалыс жылдамдығы 19,7 км/с.

Күн жасы - ~5 млрд жыл. Герцшпрунг-Рассел диаграммасында Күн негізгі тізбектіліктің орта бөлігінде орналасқан, яғни миллиардтаған жыл ішінде өзінің жарқырауын өзгертпейді.

3.2.2. Күн айналысы

Күннің өз осі бойымен айналуы оның бойымен ғаламшарлардың айналу бағытында (демек Жердің өз осі боймен айналу бағытында да), Жер орбитасының жазықтығына (эклиптикаға) 7⁰15’ бұрышпен еңкейген жазықтықта болады.

Күн осіне перпендикуляр, Күн центрінен өтетін жазықтық күн экваторының (гелиоэкватордың) жазықтығы, оның Күн бетімен қиылысу сызығы гелиоэкватор деп аталады. Экватор жазықтығы мен Күн центрінен оның бетіндегі берілген бір нүктеге жүргізілген радиус арасындағы бұрыш сол нүктенің гелиографиялық ендігі деп аталады.

Күннің айналу мерзімі (периоды) ұзақ уақыт ішінде жойылмайтын күн дақтарының Күннің Жерге қарайтын жағында қайта көріну уақытын өлшеу арқылы белгіленді. Айналыс жылдамдығын Күн дискі шетінің спектріндегі спектрлік сызықтардың Доплер эффектісінен болатын ығысуы арқылы да анықталады.

Күн айналуы дифференциалдық түрде болады: экваторлық аймағы жоғары ендіктік аймақтарынан көрі тезірек айналады: 14,4 ⁰/тәул. және ~10 ⁰/тәул. жылдамдықтармен сәйкесінші, жұлдыздарға қатысты айналу периоды (сидерлік период) экватордағы 25 тәуліктен полюстік аймақтардағы 30 тәулікке дейін, ал Жерге қатысты айналу периоды (синодтық период) 27 тәуліктен 32 тәулікке дейін сәйкесінші өзгереді, айналудың орташа синодтық мерзімі (ол 16⁰ ендіктегі айналу периодына сәйкес келеді) – 25,38 тәул. Экватордағы айналудың сызықты жылдамдығы»2 км/с.

Күн қатты дене сияқты айналмайтындықтан, гелиографиялық координаттар жүйесін оның бетіндегі барлық нүктелерімен қатаң байланыстыруға болмайды. Шартты түрде гелиографиялық меридиандарды гелиографиялық ендіктері ±16⁰ тең нүктелермен қатаң байланыстырады. Бас гелиографиялық меридиан ретінде 1.01.1954 жылдың 0 сағатында (бүкіләлемдік уақыт бойынша) гелиоэкватордың эклиптикамен қиылысу нүктесінен өткен меридианды алады.

Келтірілген мәндердің барлығы Күн бетінің айналуын сипаттайды. Ішкі қабаттардың айналуы тікелей түрде бақыланбайды, оны 1980 жылдары даярланған, жер сілкіністерінен пайда болатын толқындарды тіркеу арқылы Жер қойнауын зерттеудің әдісіне ұқсастығы себебінен гелиосейсмология деп аталатын әдіс көмегімен таниды. Бұл әдістің идеясы мынада: Күннің конвекция алқабындағы газдың турбуленттік қозғалысымен тудырылатын дыбыс толқындары болып табылатын күн затының тербелістер периодының күн қойнауындағы шарттарға байланысты мәндерін (3-12 минут) есептеуге де, спектрлік сызықтар өзгерістерін бақылап өлшеуге де, өлшенген және есептелген мәндерді салыстыру арқылы Күн қойнауындағы шарттар туралы мәліметті алуға да болады. Бұл әдіс көмегімен барлық конвекция алқабындағы бұрыштық жылдамдық беттегі жылдамдыққа өте жақын екені, ол тек Күн центрінен қашықтық өсуімен экваторлық аймақтарда аздап кемитіні, ал полюстік аймақтарда - өсетіні анықталған. Сәулелендіретін ядроның бұрыштық жылдамдығы әлі де анықталмаған, бірақ ядро қатты дене сияқты, беттін орташа бұрыштық жылдамдығына жуық жылдамдықпен айналатынын көрсететін деректер бар.

Күн айналуының осындай сипаттағы себебі әлі де толығымен түсініксіз. Жалпы, Күннің дифференциалды түрдегі айналуы конвекциялық аймақтағы газдың (плазманың) қозғалысымен байланысы белгілі.

3.2.3. Күн құрылысы

Күннің жалпы құрылысы 3.1-суретте көрсетілген. Келтірілген мәндер жуықталған болып табылады, кейбір әдебиеттерде өзгеше мәндер де келтіріледі.

3.1-сурет. Күн қабаттарының физикалық сипаттамалары: r - тығыздық, Т - температура, р - қысым, n - 1 см3-ғы бөлшектер саны. Фотосфера мен хромосфера суретте нақтылыдан көрі қалыңдау салынып көрсетілген.

3.2.4. Күннің ішкі қабаттары

Басқа да кез келген жұлдыз сияқты, Күн гравитация ықпалы себебінен сығылуға ұмтылады. Гравитация әсеріне Күннің ішкі қабаттарының өте жоғары температурасы мен тығыздығына байланысты пайда болатын жоғары қысым (дәлірек айтсақ, қысым градиенті) қарсы әрекет етеді. Күн орталығындағы температура Т»1,6&10⁷ К, r»160 г/см³, қысымы р»2,2&10¹⁶ Па > 10¹¹ атм. Мұндай жоғары температура ұзақ уақыт ішінде тек сутегінен гелий синтезінің ядролық реакцияларымен сүйемелдене алады. Бұл реакцияларға керекті шарттар Күн қойнауларында бар. Аталмыш температура мен қысым жағдайында бөлек ядролар орасан зор жылдамдықпен қозғалады. Мысалы, сутегі үшін бұл жылдамдық жүздеген км/с-ке жетеді. Сонымен қатар зат тығыздығы өте үлкен болғандықтан, ядролық соқтығулар айтарлықтай жиі болады. Олардың кейбіреулері термоядролық реакциялар басталуына қажетті атом ядроларының тығыз жақындауына әкеледі. Бұл реакциялар Күн энергиясының негізгі көзі болып табылады.

Бұл жерде мынаны айтсақ жөн болады. Аталмыш реакциялар барысында нейтриноның өте қарқынды ағыны шығарылуға тиісті, бірақ соңғы бірнеше онжылдықтар ішінде өткізілген тәжірибелер нәтижесінде анықталған нейтрино ағыны Күн ядросының температурасы жоғарыда айтылған байқалуға тиістіден анағұрлым аз болып шықты. Бұл қайшылықты шешу үшін бірнеше болжам айтылды. Олардың біреуі мынадай. Электрмагниттік сәулелену бізге Күн ядросы туралы ~1 млн жылға кешіккен ақпаратты әкеледі, өйткені көпеселі жұтылу және қайта сәулелендірілу құбылысы нәтижесінде сәулелену Күннің орталық аймақтарынан бетіне дейін тек сол 1 млн жыл ішінде жетеді. Ал не күшті, не әлсіз әрекеттесуге қатыспайтын нейтриноның әрекеттесу қимасы орасан аз болады, мысалы, жылулық нейтриноның қорғасындағы еркін жол ұзындығы ~~10²⁰ см, не 100 жарықтық жыл (ж.). Сондықтан нейтрино Күнді лезде дерлік өтіп шығады да, тікелей Күн қойнауына көз жіберуге мүмкіндік береді. Ядролық реакциялар қарқындылығы, демек бұл реакциялар нәтижесінде пайда болатын нейтрино ағыны, температураға тәуелді: температура кеміген сайын, реакциялар саны азаяды. Сонымен, нейтриноның аз ағыны Күн ядросындағы температура электрмагниттік сәулелену көрсететіндіктен әлдеқайда аз екенін дәлелдейді деген қорытынды жасауға болады. Басқа болжам - қазіргі заманғы Күн және Күн үлгісіндегі жұлдыздар физикасының түсініктерін толығымен қайта қарау керек, бұл жұлдыздар энергиясының көзі – ядролық реакциялар емес. Тағы бір болжау нейтрино спинінің солдан оңға төңкерілуімен байланысты. Тәжірибеде тек сол жақтағы нейтрино тіркеледі, сондықтан аталмыш төнкерілу шынында да болса, өлшенетін ағын жіберілетін ағыннан аз болады. Бірақ мұндай құбылыс шынында да жүзеге асырылса, ол нейтриноның тыныштық массасы нөлге тең емес екенін дәлелдейді. Ал бұл дерек элементар бөлшектер физикасының түсініктерімен қатар Әлем туралы түсініктердің қайта қарауына әкеледі.

Ядролық реакциялар мен олармен қосақталып жүретін энергия шығарылуы Күн ядросы не энергия шығарылу аумағы деп аталатын Күннің орталық бөлігінде, орталықтан ~0,3R_Күн қашықтыққа дейін жүреді. Орталықтан 0,3R_Күн көп қашықтықтарда күн затының температурасы мен қысымы: Т<5&10⁶ K, p<10¹⁰ атм. мәндерге дейін кемиді. Мұндай шарттарда ядролық реакциялар өте алмайды. Сондықтан бұл қабатта тек үлкендеу тереңдіктерде γ-кванттар түрінде шығарылған сәулелену жеке атомдармен жұтылып және қайта сәулелендіріліп сыртқа қарай тасымалданады. Температура мен қысым бұл аймақтағыдай болғанда атомдар (негізінен сутегі) иондалған күйге ұшырайды. Сутегі толығымен иондалса, сәулелену жұтылуы негізінен сутегіден ауырырақ элементтер иондарының фотоиондалуымен байланысты келеді. Бірақ мұндай элементтер Күн қойнауында аз болады. Күн қойнауынан қозғалатын фотондар жарым-жартылай еркін электрондармен жұтылады. Бірақ Күннің қарастырылып тұрған аймақтың иондалған газындағы фотондардың кейінгі қайта сәулеленусіз болатын жиынтық жұтылуы аз болып шығады, сондықтан энергия тасымалдауы сәулеленумен жүзеге асырылады. Бұл аймақ сәулелі тасымалдау алқабы деп аталады.

Күн орталығынан алшақтаған сайын газдың температурасы мен тығыздығы азаяды, 0,7R_Күн -0,8R_Күн көп қашықтықтарда атомдар (тереңірек қабаттарда - гелий атомдар, бетке жақынырақ - сутегі атомдар) бейтарап күйде бола алады. Мұндағы параметрлер: Т»10⁶ К, р»10⁶ атм, r»10^-2 г/см³. Бейтарап атомдар, әсіресе сутегі атомдар пайда болғанда олардың фотоиондалуымен байланысты жұтылу артады. Сәулелену арқылы болатын энергия тасымалдауы қиынға соға бастайды. Ал энергияның келіп түсуі, әрине, жалғаса береді. Яғни, энергия тасымалдауының басқа механизмінің қосылуы қажет болады. Бұл аймақта заттың ірі ауқымдық конвекциялық қозғалыстары дамиды. Сөйтіп, Күннің сыртқы көрнекі қабаттар астында, ~0,3R_Күн бойында, сәулелі тасымалдау басылып, конвекциялық тасымалдауға ауысатын конвекциялық алқап түзіледі.

3.2.5. Күн ішіндегі конвекция

Конвекция дегеніміз - төменнен көтерілетін жылу ағынының әсерінен болатын ауырлық күштер өрісіндегі сұйықтықтың не газдың қозғалысы. Көтергіш күш болып Архимед күші (F_A=gDrV мұндағы g – еркін түсу үдеуі, Dr - көтеріліп (не түсіп) жатқан V көлем мен қоршаған орта тығыздықтарының айырмасы) табылады. Dr шамасы V көлем мен қоршаған ортаның температура айырмасымен түсіндіріледі. V көлеміндегі зат қоршаған орта затынан ыстығырақ болу керек. Конвекция пайда болу үшін көтеріліп тұрған элементтің температурасының азаюы сол биіктіктерде болатын қоршаған ортаның температура азаюынан баяуырақ болуы қажет, өйткені элементтің температурасы ортаның температурасымен теңессе, бұл екеуінің тығыздығы да теңеседі де, Архимед күші нөлге айналады. Егер элемент пен орта арасында жылуалмасу жүрмесе, онда бұл адиабаттық процесс болады да, конвекция пайда болуы шарты: ÑT_ад< ÑТ түрінде жазылады. Бірақ нақты жағдайда ортаның κ жылу өткізгіштігі мен ν тұтқырлығының бар болуына байланысты көтеріліп тұрған элементтің температурасы қоршаған ортаның температурасымен тез теңеседі де, элемент айтарлықтай көтеріліп үлгірмейді. Сондықтан ірі ауқымдық конвекциялық қозғалыс пайда болу үшін элементтегі және қоршаған ортадағы температуралар айырмасы кейбір шектік мәннен көп болуы қажет. Бұл шарт R > R_с түрінде жазылады, мұндағы өлшемсіз R саны (Рэлей саны):

-ге

тең, мұндағы d - қабат қалындығы, b - газ үшін 1/T тең жылулық кеңеюдің көлемдік коэффициенті. Әдетте R_с ~10³. Конвекция болмаған жағдайда жұлдыздардағы температураның сыртқы градиенті (ÑТ) сәулелі жылу өткізгіштігімен анықталады. Жұлдыз заты иондалмаған болса (толығымен бейтарап болса), әдетте R £ R_с болады да, конвекция байқалмайды. Ал газ иондалу күйін көтерілу барысында айтарлықтай өзгертсе, онда жағдай басқаға көшеді. Жұлдыздар затының негізгі құраушылары (сутегі мен гелий) жарым-жартылай иондалған болса, көтеріліп, не түсіп жатқан элементтегі температура аз өзгереді. Бұл жағдайда көтеріліп тұрған элементтегі температура азаюымен газ рекомбинациясы басталады, ал бұл құбылыс барысында энергия шығарылады. Сол бөлінетін энергия көтеріліп тұрған элементті жылытып, оның температурасын тұрақты дерлік түрде сақтайды. Түсу мен сығылу барысында шығарылатын энергия газдың жылынуына емес, оның иондалуына жұмсалады (бұл энергия жағынан тиімді болады), сондықтан түсіп жатқан элементтегі температура өте баяу өседі. Қарастырылған құбылыс мұздың еруіне ұксайды: мұз (біздің жағдайда – иондалмаған сутегі) бар болғанша судың (бізде – иондалған сутегінің) температурасы өзгермей дерлік, 0⁰С жуық болып қала береді. Мұндай шарттағы ішкі (элементтегі) температура градиенті өте аз болады, сөйтіп атмосферадағы аз температура градиентінің өзі де сыртқы және ішкі температураның жеткілікті айырмасын қамтамасыз етеді, яғни көтергіш күштің үлкен болуына әкеледі. Рэлей саны мұндай шарттарда сындық мәннен көп болады да, конвекция басталады. Сутегі мен гелий толығымен иондалған, не бейтарап болған кезде конвекция тоқтайды. Сонымен, Күннің және Күн үлгісіндегі жұлдыздардың конвекциялық алқабы – жарым-жартылай иондалған сутегі мен гелийдің алқабы.

3.2.6. Күн атмосферасы

Конвекциялық аумақта жоғары күн атмосферасы деп аталатын қабат орналасқан. Оның сәулеленуін біз тікелей бақылай аламыз. Күн атмосферасы негізінен: фотосфера, хромсфера, тәж атты үш бөліктен (қабаттан) тұрады.

Фотосфера – Күн атмосферасының ең төменгі орасан жұқа қабаты. Оның қалындығы - ¹/₂₀₀₀R_Күн ≈ 350 км. Ол бізге келетін күн энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен 10 000 есе көп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера Күнді тікелей бақылау жүрісінде Күннің ақ жарықтағы көрнекі беті сияқты көрінеді. Фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0,1 атм. Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде (мысалы, натрий, калий, кальций) болады. Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, көбінесе бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі. Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік өсуімен тез азаяды, сондықтан күн атмосферасының сыртқы қабаттары өте сиретілген. Фотосфера затының температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән Күн үшін минимальды болып табылады.

Жоғарырақ жатқан қабаттарда температура қайта өсе бастайды. Хромосферада әуелі сутегінің, одан кейін гелийдің де иондануына әкелетін температураның онмындаған Кельвинге дейін өсуі байқалады. Мұндағы қысым - ~10^-6 атм. Сөйтіп, фотосфера – бейтарап сутегінің Күндегі жалғыз аймағы.

Хромосфераның жоғарғы қабаттарда тағы бір әдеттен тыс температураның кенет ~1 млн К-ге дейінгі көтерілуі байқалады. Мұнда тәж – Күн атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты басталады. Ішкі тәждің температурасы - ~1,5 млн К, қысымы - 6&10^-8 атм.

Тәждің мұндай жоғары температурасы көптеген тәуелсіз анықтамалармен расталады. Мысалы, тәждің бірнеше эмиссиялық сызықтар – жасыл (толқын ұзындығы l=5303 ), қызыл (l=6374 ), т.б. тоғыздан он төртке дейін электрондарынан айырылған жоғары иондалған Fe, Nі және Ca атомдарымен жіберілген сызықтар екені табылды. Электрондардың үзілуі ауыр (сондықтан аз қозғалатын) қозғалғыш электрондармен соқтығу нәтижесінде пайда болғандықтан, электрондардың кинетикалық энергиясы өте жоғары келеді (~1,5&10⁶ К тең электрондық температураға сәйкес болу керек). Одан басқа, барометрлік формула бойынша тәждің өте үлкен бойлығы, тығыздығының биіктікпен баяу азаюы тек Т»1,5&10⁶ К жағдайда байқалуы мүмкін. Радиоауқымындағы толқын ұзындығы 1 м көп толқындар үшін тәж мөлдір емес болады да, температурасы 10⁶ К дене сияқты сәлеленуді шығарады. Қысқатолқынды (l=400 ) аймақта Т»1,5&10⁶ К сиретілген газдың спектріне сәйкес иондардың негізгі (резонанстық) сызықтардың жиынтығы байқалады. Жылдамдықтарының жылулық шашылуына байланысты жоғарыиондалған FeX-FeXІV атомдарының спектрлік сызықтарының ендігі 10⁶ К көп температураға сәйкес.

Тәж температурасының осындай жоғары болғаны күн желінің қалыптасуында шешуші рөлді атқарады, сондықтан Күннің сыртқы атмосферасының қыздырылу механизмдерін бөлек қарастырайық.

3.2.7. Күн тәжінің қыздырылу механизмдері

Қазіргі заманғы түсініктер бойынша Күн атмосферасының сыртқы қабаттарының мұндай күшті қыздырылуы конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде пайда болатын механикалық және гидромагниттік соққы толқындар энергияны ішкі қабаттардан хромосфера мен тәжге тасымалдайтынымен себептелінеді.

Конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бөлініп жүреді. Ұяшық осі бойымен газ көтеріліп, шеттерінде түсіп тұрады. Егер жұлдыздағы конвекциялық аумақ қалың болса, онда ол қалындықтары біртекті атмосфераның (яғни тығыздығы шамамен е»2,7 есе өзгеретін газ қабатының) қалындығына жақын қабаттарға бөлінеді. Температура, онымен бірге, барометрлік формула бойынша, біртекті атмосфераның қалындығы да үлкен болатын конвекциялық аумақтың түбінде үлкен ұяшықтар түзіледі, олардың көлденең өлшемі ~1/2(R_ж, мұндағы R_ж – жұлдыз радиусы, келесі қабаттарда ұяшықтар кішірек болады, ең жоғарғы қабатта олардың өлшемі бірнеше жүз километрге дейін азаяды.

Конвекциялық аумақтың түбінде конвекцияның жылдамдығы төмен, шамамен бірнеше ондық м/с, болады. Биіктік өскен сайын бұл жылдамдық көбейеді. Конвекциялық аумақтың ең жоғарғы, фотосферамен шекаралас қабатынан энергия сыртқа қарай сәулелену арқылы да шыға алады, сондықтан бұл қабатта температураның қатты азаюы орын алады да, мұның нәтижесінде конвекциялық аумақтың жоғарғы бөлігінде температураның көтеріңкі градиенті пайда болады. Ал бұл фотосфера астындағы конвекция қозғалысының жылдамдығы ерекше жоғары, Күн үшін 1-2 км/с тең мәніне жетеді, яғни конвекциялық алқапта конвекция қарқындылығы айрықша күшті келетін жоғарғы қабатын бөлуге болады.

Фотосфераның бейтарап газы, иондау энергиясының қоры иеленбегендіктен, ортаға қатысты орнықты температура айырмашылығы бар элементтер пайда бола алмайды. Сонымен қатар, сәулелелендіруден болатын энергия шығындары нәтижесінде температура кенет азаяды да, оның жоғарыға қарай ортаюының жылдамдығы баяуланады. Бұл екі себептен конвекциялық алқаптың ең жоғарғы қабаттарында, тікелей фотосфераның астында конвекция шұғыл тоқтайды да, конвекциялық қозғалыстар кенет тежеледі. Сөйтіп, фотосфера төменнен конвекциялық элементтермен бомбылап тұратын сияқты болып көрінеді. Бұл соғулар нәтижесінде фотосфера меншікті тербелістерінің жиіліктігіне сай мерзіммен (~5 мин) тербеле бастайды. Бұл фотосферада пайда болған тербелістер мен ұйытқулар табиғаты бойынша ауадағы дыбыс толқындарға жақын толқындарды туғызады. Олар жоғарыға қарай тараған сайын зат тығыздығы кемиді де, толқынмен тасымалданатын энергия саны азайған бөлшектер арасында үлестіріледі. Мұның нәтижесінде толқындар жоғарыға қарай таралғанда, олардың амплитудасы бірнеше километрге дейін артады да (толқын қарқындылығы І~a², мұндағы а – толқын амплитудасы) толқындар соққыларға айналады.

Соққы толқын дегеніміз газ дыбыстан жоғары жылдамдықпен (яғни орта бөлшектерінің жылулық жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен) қозғалған кезде пайда болатын, ішінде газдың тығыздығы, қысымы, температурасы, иондау дәрежесі мен басқа да сипаттамаларының кенет, секірмелі түрде өзгеруі байқалатын толқын. Ішінде газ сипаттамалары кенет өзгеретін жұқа қабат (ұйытқыған және ұйытылмаған газды бөлетін қабат) соққы толқынның шебі деп аталады.

Соққы толқындар қалай пайда болатынын түсіну үшін мына мысалды қарастырайық. Түтікшеге қамалған газды алып, оған поршень кіргізейік. Поршень алдындағы газ қозғала бастап, сығылады да, қысым градиенті пайда болады, оның нәтижесінде поршень алдынан кейінгі қабаттар да қозғала бастайды. Қозғалыс күйі газда дыбыс жылдамдығымен беріледі. Егер поршень жылдамдығы дыбыс жылдамдығынан аз болса, онда дыбыс толқыны поршеннен тез қозғалып, одан кетеді де, біртіндеп түтікшедегі газдың бәрі шамамен поршень жылдамдығымен қозғала бастайды. Егер поршень жылдамдығы дыбыс жылдамдығынан көп болса, онда дыбыс толқыны поршеннен кетуге және газ сығылуы аймағын үлкен қашықтыққа жылжытуға үлгірмейді, сондықтан газ тек тікелей поршень алдында сығылады. Поршень алдындағы газдың тығыздығы өскен сайын, оның температурасы да өседі (бұл процесті адиабаттық деп қарастыруға болады), сондықтан бұл аймақтағы дыбыс жылдамдығы: өседі, мұндағы v _дыб – дыбыс жылдамдығы, g - газдың адиабата көрсеткіші, р - қысым, r - тығыздық, R – газдың универсал тұрақтысы, Т – температура, М – молярлық масса), бір кезде ол поршень жылдамдығынан асып кетеді де, сығылу аймақтың поршеннен алға қарай жылжуы мүмкін болады. Сонымен газ екі бөлімнен: біреуі, поршенге тірелген, сығылғаннан, басқасы ұйытқымаған және қозғалмайтыннан тұрған болады. Қозғалмайтын газ қабатының соңынан қабаты поршень алдындағы газдан түрткі алып қозғала бастайды. Қозғалып тұрған және қозғалмаған газ арасындағы шекара айқындалады, ол соққы толқынның шебі болып табылады. Соққы толқын шебінің өтуі газ қасиеттерінің кенет өзгеруіне әкеледі, олар секірмелі түрде өседі.

Дыбыс толқыны оның амплитудасы артса да соққыға айналуы мүмкін. Бұның себептерін түсіну үшін, жалпы дыбыс толқын дегеніміз не екенін есімізге түсірейік. Ол - газ бөлшектері тербеле бастағанда пайда болатын, кеңістікте таралатын кезектесетін сығылу және сиретілу газ аймақтары. Сондай-ақ газ сығылған аймақтарда v_дыб газ сиретілген аймақтардағыдан көрі (және ұйтылмаған ортадағыдан көрі) көбірек болады (газ сығылған аймақтарда температура өсетінін есіңізде ұстап, дыбыс жылдамдығы үшін формуланы қараңыз). Толқынның амплитудасы өскен сайын сығылу аймақтарындағы (өркештердегі) газдың тығыздығы, демек температурасы да, арта түседі, өйткені бұл аймақта жиналған бөлшектердің саны өсе береді (олар бұл аймаққа үлкендеу қашықтықтан жиналады). Ал сиретілу аймақтарындағы газ тығыздығы, демек температурасы да, амплитуда өскенде кемиді. Яғни, амплитуда өскен сайын сығылу аймақтарындағы v_дыб өсе беріп, сиретілу аймақтарындағы v_дыб азая береді. Демек, амплитуда өскен сайын сығылу аймақтары сиретілу аймақтарына жақындай бастайды да, амплитуда белгілі мәнге дейін артқанда, қуып жетеді.

Сонда, амплитудасы үлкен емес дыбыс толқыны таралып жатқан газ тығыздығының кеңістіктегі лездік үлестірілуін графикке тұрғызсақ, мынаны көреміз (сурет). Яғни, тығыздық кеңістікте біртіндеп өзгереді.

Ал дыбыс толқынының амплитудасы өте жоғары болған жағдайда мынадай графикті тұрғызуға болады (сурет). Яғни, бұл жағдайда газ тығыздығы мен басқа сипаттамалары кеңістікте кенет өзгеретін жұқа қабат түзіледі. Әрине, бір кезде өркештер ойыстарды қуып жетіп, одан әрі оза алатын еді. Бірақ олай болмайды. Өркеш пен ойыс арасындағы қашықтық (яғни толқын шебінің қалындығы) орта бөлшектерінің еркін жол ұзындығымен салыстырмалы болғанда, сипаттамалар кенет өзгеретін барлық қабаты (шебі) ортадағы дыбыс жылдамдығынан жоғары жылдамдықпен таралатын соққы толқын пайда болады (толқын соққыға айналады).

Газдың реттелген, бағытталған қозғалыс энергиясының ретсіз, жылулық қозғалыс энергиясына ауысуының жылдамдығы газ тығыздығы, температурасы және т.б. градиенттеріне тура пропорционал келгендіктен, бұл градиенттер жоғары болатын соққы толқын шебі ішінде газдың асқындыбысты қозғалыс энергиясының жылулыққа қарқынды диссипацияы байқалады.

Сонымен фотосферада конвекция элементтерінің қозғалысы нәтижесінде пайда болған толқындар жоғарыға, хромофера мен тәжге қарай таралғанда соққыларға ауысады да, мұның нәтижесінде хромосфера мен әсіресе, тәжде тез өшіп, Күн атмосферасын жылытады.

Бірақ біз қарастырған механикалық толқындардан басқа, Күн атмосферасында гидромагниттік деп аталатын толқындар да тарайды.

3.2.8. Плазма қасиеттерін астрофизикалық құбылыстарды түсіндіруге қолдану

Ғарыштағы заттың барлығы дерлік – жұлдыздар да, жұлдызаралық орта да, әртүрлі дәрежеде иондалған күйде болады, яғни плазма күйінде кездеседі.

Плазмада еркін оң және теріс зарядталған бөлшектер бар болғандықтан, оған бейтарап газда да әсер ететін қысым градиентінен басқа, магнит өрістері де әсер етеді. Бейтарап газдан тағы бір маңызды айырмашылығы - плазманың зарядталған бөлшектері өздерінің электр өрістері арқылы үлкен қашықтықтарда (тек тікелей соқтығулар кезінде емес) әсерлеседі. Бұның бәріне байланысты плазма күйіндегі зат көптеген жаңа қасиеттерді иеленеді де, оны зерттейтін арнайы әдістері қажет болады. Плазмадағы көп құбылыстарды түсіну үшін жарамды, одан әрі өте пайдалы болып магниттік гидродинамика жуықтауы табылады, сондықтан ол астрофизикада кең қолданылады. Магнитгидродинамика электрөткізетін орталардың (плазманың, сұйық металдардың, электролиттердің) магнит өрісіндегі қозғалысын оқып таниды. Сөйтіп, магнитгидродинамиканың плазма физикасынан айырмашылығы – оның шеңберінде плазма электрондық және иондық сұйықтардың қоспасы, яғни тұтас орта ретінде қарастырылады да, плазма бөлшектерінің орталанған қозғалысы зерттеледі. Сондықтан бұл жуықтау (модель) тек “тығыз” плазманың қасиеттерін жақсы өрнектейді. “Тығыз” плазма деп бөлшектер соқтығысуының жиілігі жоғары, яғни бөлшектердің еркін жолы ұзындығы қозғалысының макроқасиеттері айтарлықтай өзгеретін қашықтыққа қарағанда аз, ал екі дәйекті (бірнен соң бірі болатын) соқтығысу арасындағы уақыт құбылыстардың сипатты ұзақтығынан аз болған плазма аталады.

Магнитгидродинамиканың әдеттегі гидродинамикадан айырмашылығы мынада: бейтарап газда басты қозғаушы күш болып қысым, дәлірек айтсақ, оның градиенті саналады. Ол температура мен тығыздыққа тәуелді және газдың көлемдік серпімділігін (сығылуға кедергісін) себептейді. Ал плазма бөлшектеріне қысым градиентінен басқа Лоренц күші әрекет етеді:

, (3.2.1)

мұндағы - электр күші, - магнит күші, q – бөлшек заряды, с – жарық жылдамдығы, - электр өрісінің кернеулігі, - бөлшек жылдамдығы, - магниттік индукция.

Магнитгидродинамикада Лоренц күші барлық бөлшектер бойынша орталанады. Күштің орташа мәні j ток тығыздығына және магниттік индукцияға тура пропорционал. Зарядталған бөлшектер өз электр өрістерімен үлкен қашықтарда әрекеттеседі. Бұл әрекеттесу нәтижесінде болатын бөлшектер қозғалысындағы ауытқулар болшектер соқтығысуларының нәтижесі ретінде қарастырылады.

Электрондардың иондармен соқтығулары плазмада ағатын токтың энергиясының бір бөлігін жылулыққа айналдырады (токтың Джоуль өшуіне әкеледі). Бұл өшу соқтығысулар жиілігіне тәуелді. Шапшаң электрондар иондармен соқтығысқанда баяулардан көрі аздау ауытқиды, сондықтан плазманың температурасы өскен сайын соқтығысулар саны, демек Джоуль өшуі де азайған сияқты болады.

Сан жағынан Джоуль өшуін плазманың s өткізгіштігімен сипаттайды. Толығымен иондалған плазманың 1 см³ көлемінде 1 с ішінде j²/s мөлшеріндегі Джоуль жылуы бөлінеді. Плазма өткізгіштігі тығыздығына тәуелсіз және температурасының 3/2 дәрежесіне пропорционал: s ~T^3/2 (металдарда керісінше болады: Т өскен сайын, кедергі өседі, ал s азаяды).

Ток өтетін бет үлкен келген жағдайда жалпы ток өте төмен болмаса да, ток тығыздығы аз болады. Демек, үлкен көлемдерде Джоуль өшуі де аз болады. Сипатты өлшемі R-ге тең плазма көлеміндегі өшу уақыты (с), яғни плазма өткізгіштігі жоғарыламаған жағдайда да, плазманың алған көлемі үлкен болса, өшу уақыты өте үлкен болуы мүмкін. Ғарышта өлшемдері зеңгір плазма бұлттары кездеседі, олар үшін бұл қорытынды толығымен жарамды болып табылады. Ендігіде біз плазма өткізгіштігі шексіз не идеал дегенде, тек s -ның өзі шексіз жағдайды емес, R өте үлкен жағдайды да, яғни, әйтеуір, t₀®¥ жағдайды айтамыз.

Сонымен, магнитгидродинамика жуықтауы шеңберінде одан да қатаң идеал өткізгіштік жуықтауы қолданылады. Ол t₀®¥ болғанда жарамды келеді. Оны қарастырайық.

Әуелі электрмагниттік индукция құбылысын есімізге түсірейік. Магнит өрісі қозғалып тұрған электр зарядтармен туғызылады және олармен әрекеттеседі. Бұнымен байланысты, тұйық өткізуші контурмен шектелген бет арқылы өтетін магниттік индукция ағыны өзгерсе, бұл контурда индукциялық электр тогы пайда болады және де индукциялық ток оны туғызатын себепке қарсы әрекет жасайтындай бағытталады (мысалы, индукция ағыны артса, ток онымен туғызылатын магнит өрісі бастапқы (сыртқы) магнит өрісіне қарама-қарсы бағытталған болатындай, яғни индукция ағынын бастапқы деңгейінде қалдыруға ұмтылатындай, бағытталған болады). Бұл құбылыстың себебі түсінікті. Өзгеріп тұрған магнит өрісі құйындық электр өрісін туғызады, ал ол, өз кезегінде, зарядталған бөлшектерді қозғалтып, электр тогын туғызады. Өрістердің бағыттарын қарастырсақ (артып жатқан магнит өрісі оның бағытымен сол бұранданы, ал азайып жатқан магнит өрісі – оң бұранданы құрайтын электр өрісін тудырады), ток бағыты жөніндегі айтылған нәтижеге келеміз. Өздік индукция деген құбылыс та бар. Мысалы, өткізетін контур көзге қосылған болсын, яғни онда ток жүрсін. Контурды ажыратсақ, ток бірден тоқтамайды, өйткені тізбекте өтетін ток магнит өрісін тудырады және тізбекті ажыратқанда магнит өрісі жойыла бастайды, яғни контурмен шектелген бет арқылы өтетін магниттік индукция ағыны азая бастайды, сондықтан бұл азаюға қарсы әрекет жасайтын индукциялық ток пайда болады, ал мұндай токтың бағыты бастапқы токтың бағытымен бірдей болады. Сонымен, ажыратылған тізбектегі ток біртіндеп, тек өткізгіштің электр кедергісі болғанына байланысты, өшеді. Ал егер кедергі нөлге тең болса, яғни өткізгіштік шексіз болса, онда тізбекті көзден ажыратса да ток өзгермей аға берер еді, яғни магниттік индукция ағыны да өзгермейді. Демек, өткізгіштігі шексіз өткізгішпен шектелген бет арқылы өтетін магниттік индукция ағыны тұрақты болып табылады. Бұл, әрине, сапалы түрдегі түсіндіру, бірақ бұл нәтижені қатаң түрде де дәлелдеуге болады.

Алынған нәтижеге келудің тағы бір жолын қарастырайық. Дифференциалды түрдегі Ом заңын жазайық: j*=sE*, жұлдызшамен, плазмамен бірге қозғалып тұрған, яғни плазмаға қатысты тыныштық күйде тұрған санақ жүйесіне қатысты шамалар белгіленген. *-санақ жүйесіне қатысты электр өрісінің кернеулігін электрмагнит өрістерін түрлендірудің формуласын пайдаланып табуға болады:

, (3.2.2.)

мұндағы жұлдызшасыз шамалар лабораториялық санақ жүйесіне қатысты шамалар, - плазманың, яғни *-жүйесінің, лабораториялық жүйеге қатысты жылдамдығы. Ғарыштағы орта (плазма) әдетте жарық жылдамдығына жақын жалдамдықпен қозғалмайтынын еске алып, мұндай формуланы аламыз: . Енді мынадай мысал қарастырайық. Сыртқы біртекті емес магнит өрісінде плазма орналасқан болсын. Плазманы қозғалтсақ, *-жүйеде магнит өрісі өзгереді (жүйе кеңістікте өзгеретін магнит өрісінде қозғалса, жүйедегі бақылаушыға магнит өрісі уақыт бойынша өзгереді деп көрінеді), сондықтан бұл жүйеде құйынды электр өрісі (), демек j* да, пайда болады. Өткізгіштік шексіз болған жағдайда өте аз болса да (яғни, плазма аз, баяу қозғалса да), j* шексіздікке ұмтылады. Яғни, плазманы қозғалту үшін жұмсалған көп емес күш шексіз энергияның пайда болуына әкеледі, ал олай болмау тиіс. Демек, өткізгіштік идеал болған жағдайда қашанда да нөлге тең болуға тиісті. Бұл тек плазмадағы кез келген контур (плазма бөлшектерімен байланысты контур) арқылы магниттік индукция ағыны тұрақты болғанда орындалады. Бұл шарт жүзеге қалай асырыла алады? Мысалы, 3.2- суреттегі конфигурациялы магнит өрісінде орналасқан өткізгіштігі идеал плазманың қозғалысы кезіндегі құбылыстарды қарастырайық.

3.2-сурет

Төмендегі суретте нүктелер магнит күш сызықтарын белгілейді, магнит өрісі жоғарыға қарай өседі. Плазма қозғалысы нәтижесінде плазмадағы қаланған контур көтеріңкі магнит өрісі аймағына ығысуы мүмкін (оң жақтағы сурет). Бұл жағдайда контурмен шектелген бет арқылы өтетін күш сызықтарының саны, демек магниттік индукция ағыны, бастапқыға қарағанда көбейеді. Бірақ, жоғарыда көрсетілгендей,

а) б)

3.3-сурет

өткізгіштігі шексіз плазма жағдайында бұл ағын тұрақты болып қалу тиісті. Демек, плазма өткізгіштігі шексіз келсе, магниттік күш сызықтары плазма бөлшектеріне (элементтеріне) жапсырылған сияқты болып, бөлшектер артынан еріп жүру тиіс. Мысалы, бастапқы мезетте көрініс 3.3 (а)-суреттегідей болып, ал одан кейін плазманың орта бөлігі сығылса (3.3 (б)-сурет), ортадағы контурмен шектелген бет арқылы өтетін күш сызықтар саны (демек магниттік индукция ағыны) бастапқыдағыдай қалу үшін, күш сызықтарының пішіні 3.3 б)-суреттегідей, олар плазма бөлшектері артынан еріп жүрген сияқты болып, өзгереді. Бұдан идеал өткізгіштік жағдайда плазманың сығылуы ол орналасқан магнит өрісінің күшеюіне әкелетінін көруге болады.

Қарастырылған бұл құбылыс, яғни магниттік күш сызықтары бастапқы мезетте оларда орналасқан плазма бөлшектеріне бекітілген құбылысы, магнит өрісінің плазмаға қатырылуы деп аталады. Ол екі жолмен орындала алады.

Біріншісі, жоғарыда қарастырылғандай, плазма бөлшектері қозғалғанда, олар күш сызықтарын өздерімен бірге ертіп әкетеді. Әрине, күш сызықтары ойдағы сызықтар болып табылатынын ұмытпау керек. Шынында, плазманың біртекті емес магнит өрісіндегі қозғалысы нәтижесінде, не магнит өрісінің уақыт озғанымен өзгеруі нәтижесінде, магнит өрісін (магнит өрісі индукциясының үлестірілуін) өзгертетін индукциялық токтар пайда болады және де бұл өзгерістердің жалпы сипаты айтылған (плазма бөлшектері өрістің күш сызықтарын өзімен қоса ертіп әкететіндей) нәтижеге әкелетіндей болады.

Біраu