logo

Quyosh va uning xarakteristikalari

Загружено в:

08.08.2023

Скачано:

0

Размер:

193.5498046875 KB
Quyosh  va uning xarakteristikalari
Reja:
1. Quyosh energiyasining manbai
2. Quyoshning ichki tuzilishi
3. Quyosh va neytrino.
4. Quyosh aktivligining sikli
   Quyosh energiyasining manbai
Quyosh,   Quyosh   sistemasining   markaziy   va   eng   katta   jismidir.   Quyosh
massasi   barcha   sayyoralarning   massasidan   750   marotiba,   Yer   massasidan   esa
333000   marotiba   kattadir.   U   kuchli   energiya   manbai   hisoblanib,   rentgen   va
ultrabinafsha   to’lqinlardan   tortib   radioto’lqinlargacha   nurlaydi.   Bu   nurlanish
Quyosh sistemasidagi barcha jismlarga ta’sir etadi, issiqlik nuri uzatadi va shuning
uchun   u   hayot   manbaidir.   Quyosh   bizga   eng   yaqin   kosmik   jism   hisoblanadi,   bu
jihatdan uni o’rganish, yulduzlarni o’rganishda, kosmik nurlar fizikasida va butun
koinotni o’rganishda katta rol o’ynaydi.
Quyoshning ko’rinma burchak diametri Yerning orbitasi elliptik bo’lganligi
sababli yil davomida o’zgarib turadi. O’rtacha hisobda Quyosh ko’rinma burchak
radiusi 960   - ga tengdir. Bundan Quyosh diametri 1/107 astronomik birlikka (a.b.)
yoki taqriban 1400000 km ga tengligi kelib chiqib, Yer diametridan 109 marotiba
kattadir. 
Yer atmosferasidan tashqarida Quyosh nurlariga perpendikulyar bo’lgan 1m 2
yuzaga   1360   vt   Quyosh   energiyasi   tushadi,   bu   2   kal/sm 2
 min   ga   mos   keladi.   Bu
sonni   radiusi   Yer   va   Quyosh   orasidagi   masofaga   teng   bo’lgan   shar   sirtiga
ko’paytirib,   Quyosh   nurlanishini   quvvatini   topish   mumkin,   u   4⋅10	23 kVt   ni
tashkil etadi. O’lchami, Quyosh o’lchamiga teng va 6000 o
K gacha qizdirilgan jism
anna   shuncha   energiya   nurlaydi.   Yerning   Quyoshdan   oladigan   energiyasining
oqimi, Quyosh to’la energiyasining 1/2000000000 kismiga tengdir.
Koinotning   boshqa   jismlari   singari,   Quyosh,   qizigan   gazdan   iborat   bo’lgan
shar   shaklidagi   jismdir.   Quyosh   asosan   vodoroddan   tashkil   topgan   bo’lib,   unda
ozroq   geliy   aralashgandir   (atomlar   miqdoriga   ko’ra   ~10%).   Qolgan   elementlar
atomlarining   yig’indisi   bundan   ~1000   marotiba   kamdir.   Lekin   massa   jihatdan
bunday og’ir elementlar Quyosh massasini 1-2 foizini tashkil etadi.
Quyosh   muhiti   kuchli   ionlashgandir,   ya’ni   uning   muhitini   atomlari   tashqi
qobig’idagi elektronlarini to’la yo’qotgandir. Erkin elektronlar ionlashgan plazma
gazining erkin zarralarini tashkil etadi. Quyosh   muhiti   o’rtacha   zichligini   topish   uchun   uning   massasini   hajmiga
bo’lamiz: ¯ρ=	3M	o	
4π⋅Ro3=	3⋅2⋅10	33	
4⋅3,14	⋅696	⋅10	8cм	
=1,41	г/см	3
     (3.1)
Zichlikning   bu   qiymati   suv   zichligiga   yaqin   bo’lib,   Yer   sirtidagi   havo
zichligidan ~1000 marotiba kattadir. Lekin Quyosh muhitining, uning markazidagi
zichligi   bundan   yuzlab   marotiba   katta   bo’lsa,   yuzidagi   zichligi   minglab   marotiba
kichikdir.
Quyoshning   markaziga   qarab   yo’nalgan   gravitasion   kuch   ta’siri   ostida,
markazida juda yuqori bosim hosil bo’ladi. Quyosh ichida muhit bir tekis, o’rtacha
zichlik bilan taqsimlangan deb, uning radiusini yarmiga teng chuqurligidagi bosim
qiymatini topamiz.
Bunday   chuqurlikda   og’irlik   kuchi   radiusi   1/8   R
o   bo’lgan   shar   ichidagi   massa
orqali   aniqlanadi.   Bunday   shar   hajmi   Quyosh   to’la   hajmini   1/8   kismga   teng
bo’ladi.   Shuning   uchun   butun   olam   tortishish   qonuniga   ko’ra,   bir   jinsli   Quyosh
markazidan 1/2 R
o  masofada erkin tushish tezlanishi quyidagicha:	
g=	γ	
1
8M	o	
(
1
2Ro)
2
                  (3.2)
bo’lib, og’irlik kuchi yuqori qatlamlar og’irliklarini yig’indisidan iboratdir. Bosim
esa miqdoran balandligi 1/2 R
o  bo’lgan asosining yuzi 1sm 2
 bo’lgan ustun ichidagi
muhit og’irligiga teng bo’ladi. Bu ustun ichidagi modda massasi
   	
m=	¯ρ⋅
Ro
2                          (3.3)
bo’lib, bosim quyidagicha bo’ladi:	
P=	mg
S	=	γ	
1
8M	o	
(
1
2	Ro)
2¯ρRo
2	
1
S
       (3.4)
S=1   bo’lganligi   sababli    	
P=6,6	⋅10	13H	/м2≈6,8	⋅10	8атм	.   bo’ladi.   Shunday   qilib,
Quyosh   markazida   bosim   nihoyat   darajada   kattadir:   tajriban   bir   milliard atmosferaga tengdir. Gaz qonunlariga ko’ra bosim zichlik va haroratga bog’liqdir
Undan foydalanib, Quyosh katlamidagi temperaturani aniqlaymiz:T=	μ	P	
R	¯ρ=	μ
4	
γ⋅M	o	
RR	o
=	2,8	⋅10	6K
        (3.5)
Shunday   qilib,   biz   Quyosh   xarakteristikalarini   uning   ichidagi   R
o /2
balandligida aniqladik:	
¯ρ=	1,4	Г	/см	3(1,3	Г	/см	3)
                             	
P=6,6	⋅10	13Н	/м2(6,1	⋅10	13Н	/м2)            (3.6)
                                               	
T=	2,8	⋅10	6(3,4	⋅10	6)K
Qavslarni ichida bu xarakteristikalarning aniqroq metodlar bilan aniqlangan
qiymatlari keltirilgan.
Bunday   katta   bosim   va   temperaturalarda   vodorod   yadrolarining   (protonlar)
tezligi   juda   katta   bo’lib,   natijada   ular   Kulon   itarish   kuchlarini   yengib,   o’zaro
yaqinlashib   ta’sirlasha   oladilar.   Bunday   yaqinlashishlardan   ba’zida   yadro
reaksiyalari vujudga kelib (rasm.5v), geliy hosil bo’ladi va katta energiya ajraladi.
             Rasm – 9. RR yadro reaksiyasining sxemasi.
                         	
6H	1→2D2+2H	1→2He	3→	He	4→	2H	1   
( H 1
-proton,  D 2
-deyteriy yadrosi,   Hye 3
 va   Hye 4
-geliy izotoplari,   ye +
-pozitron,	
ν
-neytrino)  р р
р
р р
р
р
рD
2D
2
  He 3  He 3
  He 4e+
e+ RR   –   reaksiyasi   bir-biriga   yaqinlashgan   protonlarning   birining  β−
bo’linishidan boshlanadi.	
H	1+H	1→	D2+e++ν+1,44	МэВ
    (3.6)	
β−
bo’linish   natijasida   proton   neytronga   aylanib,   pozitron,   neytrino   va   energiya
ajraladi.   Hosil   bo’lgan   neytron   ikkinchi   proton   bilan   qo’shilib   deytriy   yadrosini
hosil qiladi. Har bir juft protonlar uchun bunday reaksiya 14 milliard yilda amalga
oshadi. Hosil  bo’lgan deytriy yadrosi  boshqa proton bilan qo’shilishib Hye 3
-geliy
izotopini   hosil   qiladi.   Xosil   bo’lgan   ikkita   geliy   izotopi   o’z   navbatida   o’zaro
qo’shilishib   protonlarni   ajratib   Hye 4  
ga   aylanadi.   Natijada   Quyoshning   markaziy
soxasida   vaqt   o’tishi   bilan   geliy   miqdori   oshib   borsa,   vodorod   miqdori   kamayib
boradi.   4-5   milliard   yil   davomida   vodorodning   takriban   yarmi   geliyga   aylanadi.
Bunday reaksiyalar Quyoshning hozirgi evolyusiyasida katta energiya manbaidir.
   Quyoshning ichki tuzilishi
Quyoshning   markaziy   soxasida   hosil   bo’lgan   energiya   uning   tashqi
qismlariga   keyinchalik   butun   koinotga   uzatiladi,   natijada   Quyosh   muhiti   gazning
temperaturasi   uning   sirtiga   yaqinlashgan   sari   avval   tez   keyin   sekinroq   kamayib
boradi. 
Temperaturasiga va Quyosh tarkibida o’tuvchi jarayonlarga bog’liq ravishda
Quyoshni 4 ta ichki mintaqalarga ajratish mumkindir (rasm 10):
                                                                                     
                                                                                  protuberanslar
                                                                    xromosfera 14000 km
                                                               300 km fotosfera
                                                               konveksiya mintaqasi
                                                          
Расм 10. Куёшнинг ички тузилиши                                                        nur energiyasini o’tkazish mintaqasi
                      
                                                        yadro reaksiyalari 
                                                           mintaqasi
   
                    
1) Quyoshning   markaziy   mintaqasi.   Bu   sohada   temperatura   va   bosim
termoyadro   reaksiyalari   vujudga   kelishi   kerak   bo’lgan   qiymatlargacha
yuqori bo’ladi. Bu soha markazdan boshlab 1
3Ro  gacha davom etadi.
2) Nurli   mintaqa   (	
1
3Ro -dan  	
2
3Ro gacha).   Bu   mintaqada   energiya,   muhit
tomonidan kelayotgan elektromagnit energiya kvantlarini ketma-ket yutish
va chiqarish natijasida amalga oshadi.
3) Konveksiya   mintaqasi   shu   nurli   mintaqadan   boshlab   Quyoshning
ko’rinuvchi   sathigacha   cho’zilgandir.   Bu   sohada   Quyosh   sathiga
yaqinlashgan   sari   temperatura   keskin   kamayib   boradi,   shuning   uchun
muhitning   aralashuvi   natijasida   «konveksiya»   yuz   beradi.   Bu   pastidan
isitilayotgan suvning qaynashiga o’xshaydi.
4) Quyosh   atmosferasi   konveksiya   sohasidan   boshlanib,   Quyosh   nurining
ko’rinuvchi sohasigacha davom etadi.
Atmosferaning   pastki   katlamida   siyrak   gazdan   iborat   bo’lib,   Quyosh
nurlarining   ko’rinuvchi   sohasiga   to’g’ri   keladi.   Quyosh   atmosferasining   yuqori
qatlamlarini Quyosh tutilganda yoki maxsus asboblar yordamida kuzatish mumkin.
Kuyosh   atmosferasi   ham   shartli   ravishda   bir   nechta   sohalarga   ajratiladi:
fotosfera,   xromosfera   va   Quyosh   toji   sohalariga.   Fotosfera   200-300   km
qalinlikdagi   atmosferaning   chuqur   qismi   hisoblanadi.   Spektrning   ko’rinuvchi
qismiga   to’g’ri   keluvchi   va   quvvat   jihatdan   boshqa   barcha   Quyosh   sohalaridan
chiquvchi   energiyadan   katta   bo’lgan   energiya   Quyoshning   fotosferasiga   to’g’ri Расм 10. Куёшнинг ички тузилиши keladi.   Fotosferaning   yuqori   qatlamlarida   temperatura   4000 o
K   bo’lsa,   pastki
qatlamlarida 6000 o
K ga yaqinlashadi. 
Bu   atmosferaning   temperaturasi   balandlikga   bog’liq   ravishda   oshuvchi
qismiga   xromosfera   deyiladi.   Xromosferada   vodorod,   geliy   ionlashgan   bo’ladi.
Xromosferada temperatura o’nlab, yuzlab ming gradusga yetadi. Quyoshning to’la
tutilishi   paytida   xromosfera   Quyosh   diski   atrofida   rangli   hoshiya   shaklida
ko’rinadi.   Xromosferaning   yuqori   qismida   temperatura   1000000-2000000 o
K   ga
yetadi va bundan yuqoriroq qismidagi Quyosh radiusidan bir necha marotiba katta
bo’lgan   balandlikda   joylashgan   qismiga   temperatura   o’zgarmas   qoladi.
Atmosferaning   bunday   issiq   va   siyraklashgan   qismiga   Quyosh   toji   deyiladi.
Quyosh tojini ham Quyosh to’la tutilishi davrida kuzatish mumkin. U rangli, juda
chiroyli ko’rinadi. Tojdan yuqori qismida Quyosh toji muhiti sayyoralararo fazoga
chiqib, oqib turadi. Bu siyraklashgan muhit oqimiga Quyosh shamoli deyiladi.
   Quyosh va neytrino.
Yuqorida   qayd   qilindiki,   Quyoshdan   chiqayotgan   energiya   oqimi
vodorodning   geliyga   aylanishi   termoyadro   reaksiyasi   tomonidan
kompensasiyalanadi.   Bunday   reaksiyaning   o’tishi   uchun   temperatura     10 7
K
bo’lishi kerak.
Quyosh energiya nurlanishini quvvati kuzatilayotgan quvvatiga teng bo’lishi
uchun   temperatura   bundan   ham   katta   bo’lishi   kerak.   Yaqin   vaqtgacha   Quyosh
markazining temperaturasi  Т~20	⋅10	6K   ga teng deb hisoblanardi. Bunday nazariy
natijaning to’g’riligiga shubha paydo bo’ldi. Quyosh neytrinolarini qayd qilinishi u
yerdagi temperaturani topish imkonini beradi. Quyosh neytrinolarini oqimini qayd
qilib, u yerdagi temperaturani o’lchash imkoni paydo bo’ldi.
Yuqorida   biz   ko’rdikki,   vodorodni   geliyga   aylanishining   har   bir   siklida
ikkita   elektronli   neytrino   paydo   bo’ladi.   Neytrinolarning   intensivligi   Quyosh
temperaturasi   T
q   -   ga   kuchli   bog’liq   bo’ladi.   Masalan,   10-15   MeV   energiyali
neytrinolar   dastasi   T
q   -   ga   proporsional   bo’lib,   temperaturani   termometri
hisoblanadi.   Quyosh   neytrinolarini   qayd  qilish   birinchi   marotaba  amerikalik   fizik Devis   tomonidan   o’tkazilgandir.   Buning   uchun   Devis   chuqurligi   4200   m   suv
ekvivalentiga teng bo’lgan oltin shaxtasida  o’rnatilgan qurilmadan va Pontekarvo
usulidan foydalangan. 
Devis   qurilmasi   600   t   tetroxloretilen   S
2 Cl
4   bilan   to’ldirilgan   bakdan   iborat
bo’lgan,   tetraxloretilenning   ichida   ma’lum   miqdorda   Ar 37
  aralashmasi   mavjuddir.
Neytrinolarning qayd qilinishini  Pontekorvo ilgari  surgan metodi  asosida,  xlor  va
neytrinolarni quyidagi reaksiyasi yotadi:
        υe+Cl	37→	Ar	37	+e−                       (3.7)
Bunday   reaksiya  	
Eν>6Мэв bo’lganda   amalga   oshadi,   reaksiya   natijasida
hosil bo’lgan Ar 37
 radioaktiv bo’lib, uning yarim yemirilish davri 35 kunga tengdir.
Ar 37  
yemirilib, Cl 37
 ga aylanib, 
γ  nurlarni nurlaydi. 	
e−+Ar	37	→	Cl	37	+γ
     	(Eγ≈2.8кэВ	)     (3.8)
Shuning   uchun   tajribada  	
γ   kvantlarni   qayd   qilinishi     neytrinolarni   qayd
qilinishini  bildiradi. Devis  tajribasida  ishlatilgan  bak  maxsus  trubkalarga ega  edi.
Bu   trubkalardan   geliyni   suyuqlik   ichidan   o’tkazish   mumkin   edi.   Suyuqlikdan
o’tuvchi   geliy   argonni   orqasidan   olib   o’tib,   maxsus   tutkichga   yetkazib   berar   edi.
Tushunarliki   bu   argonni   bir   qismi   neytrinoli   reaksiya   natijasida   hosil   bo’lgan
argondir. Geliy boshqatdan nishonga qaytarilib, argon tashqi nurlanishdan himoya
qilingan   schetchikga   uzatilib,   undan  	
γ   kvantlarning   intensivligi   o’lchanadi.
Bunday tajriba bir necha yillar davom etib boskichlardan iboratdir. Xar bir boskich
taxminan   3   oy   davom   etib,   har   bir   boskichdan   keyin   argonni   ajratish   va  	
γ
kvantlarni   o’lchash   jarayoni   amalga   oshirilar   edi.   Quyosh   neytrinolarining
intensivligi juda kichikdir, chunki bunday intensivlik yerdan Quyoshgacha bo’lgan
masofa R
1   to’g’rirog’i  	
(4πR	12)−1   ga proporsionaldir. Hisoblashlarga ko’ra   har  kuni
bita   neytrino   qayd   qilinishi   kerak   edi.   Tajriba   har   kuni  	
0,34	±0,06   neytrino   qayd
qilinganligini ko’rsatdiki, bu nazariy natijadan taxminan 3 marotaba kichikdir. 
Devis   tajribalarida   olingan   natijalarni,   Quyosh   neytrinolari   paradoksi   deb
ataydilar.   Bu   paradoksning   muhimligi   shundan   iboratki,   bizning,   Quyosh
qatlamida   o’tuvchi   jarayonlar   to’g’risidagi   tasavvurlarimizni   shubha   ostiga qo’yadi.   Devis   tajribalarining   natijalari   ko’rsatadiki,   Quyosh   markazidagi
temperatura biz yuqorida qayd qilgan temperaturadan kichikdir (15⋅10	6К  dan katta
emas). Devis paradoksi bir necha gipotezalar yordamida tushuntiriladi.
Bunday   gipotezalarning   birida   faraz   qilinadiki,   Yer   va   Quyosh   orasidagi
muhitning   issiqlik   o’tkazuvchanlik   koeffisiyenti   juda   kichik.   Shuning   uchun   biz
qayd   etgan   Quyosh   markazining   temperaturasi   uning   hozirgi   paytdagi
temperaturasi   bo’lmay   balki   oldingi   paytlardagi   temperaturasidir.   Hozirgi
paytlarda quyosh markazida temperatura nisbatan kichikdir. 
Boshqa   gipotezaga   ko’ra   Yer   va   Quyosh   orasidagi   muhit   bir   jinsli   emas,
Shuning   uchun   nazariy   hisoblangan   neytrinolar   intensivligi   noto’g’ridir.   Quyosh
markazida   Hye 3
  miqdori   juda   katta   yoki   energiya   tabiati   termoyadroviy   emasligi
faraz   qilinadi.   Boshqa   gipotezaga   ko’ra   Devis   tajribasining   paradoksi   elektronli
neytrinolarning   boshqa   neytrinolarga   ossillyasiyasi   bilan,   masalan   myuonli
neytrinolarga aylanishi bilan tushuntiriladi.
   Quyosh aktivligining sikli.
Quyosh   atmosferasining   kuzatishga   doir   tajribalari   natijalarining
ko’rsatishicha,   Quyosh   yuzida   o’lchami   va   soni   tezlik   bilan   o’zgaruvchi   sohalar
mavjuddir. Bunday sohalarga Quyosh dog’lari deyiladi.
Quyosh aktivligini ifodalovchi bunday dog’larning miqdori davriy ravishda
o’zgarib   turadi.   Bunday   dog’larning   soni   eng   katta   bo’lganda   Quyosh   aktivligi
maksimal,   kam   yoki   bo’lmaganda   minimal   bo’ladi.   Quyosh   aktivligining   birligi
sifatida Volfning W conidan foydalanadilar. Volf soni quyidagicha aniqlanadi:	
W	=	K	(f+10	g)
          (3.9)
Bu   formulada   f   –   dog’lar   soni,   g   –   ular   gruppalarining   soni,   K   –
proporsionallik koeffisiyenti. 
Odatda   ko’p   yillar   davomida   o’rtachalashtirilgan   Volf   sonidan
foydalanadilar.   Rasm   11   –   da   bunday   aniqlangan   Volf   sonining   vaqtga   bog’liq
ravishda o’zgarish grafigi ko’rsatilgan.
  
100 150  W Bu grafikdan ko’rinib turibdiki, Volf sonining o’zgarish chizig’i maksimum
va   minimumlarga   ega   bo’lib,   maksimum   va   minimumlari   bir-biridan   o’rtacha
hisobda   11   yillik   davr   bilan   ajratilgandir,   ya’ni   Quyosh   aktivligi   davri   o’rtacha
hisobda 11 yilga tengdir. 
Volf soni minimal bo’lgan davrlarda Quyosh dog’lari juda kam bo’ladi yoki
umuman   yuqoladi.   Bir   necha   vaqtdan   keyin   bu   dog’lar   paydo   bo’ladi.   Avvaliga
dog’lar  ±35	о   kenglikli   joylarda   paydo   bo’lib,   keyin   ular   Quyosh   ekvatori
sohalariga   yaqinlashadi.   Quyosh   dog’lari   8 0
-   dan   kichik   bo’lgan   sohalarda   esa
deyarli kuzatilmaydi.
Quyosh   aktivligining   asosiy   xususiyati,   bu   dog’lardagi   magnit   maydonlari
qutblarining   o’zgarib   turishidir.   Har   bir   11   yillik   sikl   davomida   asosiy   dog’lar
gruppalarining qutblari Quyosh sharining shimoliy va janubiy qismida joylashgan
bo’ladi.   Boshqa   11   yillik   davrda   bu   qutbiylik   o’zgaradi.   Bunga   bog’liq   ravishda
Quyoshning   magnit   maydonini   qutblari   o’zgaradi.   Quyosh   magnit   maydoni
qutblari, uning aylanish o’qi qutblari yaqinida joylashgan bo’ladi.
Quyosh   aktivligining   davriy   ravishda   o’zgarishi   bilan   birgalikda   uning
boshka xarakteristikalari masalan flakulalar sathining kattaligi, protuberanslar soni,
chaqnashlari   soni   va   quvvati,   Quyosh   shamolining   quvvati   ham   davriy   ravishda
o’zgarib turadi. Bunday xarakteristikalarning ham o’zgarish davri 11 yilga tengdir.
Quyosh   aktivligining   siklik   ravishda   bunday   o’zgarishi   Quyosh   uchun   yechilishi 170
0 171
0 172
0 173
0 174
0 йилла
р50
Расм – 11. Вольфа сонининг вактга боглик равишда 
ўзгариши графиги. lozim   bo’lgan   muhim   muammolardan   hisoblanadi.   Ehtimol   bu   muammo   Quyosh
atmosferasining   pastida   magnit   maydon   ta’sirida   hosil   bo’luvchi   tebranishlarga
bog’liq   bo’lgan   bo’lsa   ajab   emas.   Bu   muammoni   tushuntirishdagi   gipotezalardan
biriga ko’ra Quyosh fotosferasining pastidagi kuchsiz magnit maydoni, konveksion
harakat   natijasida   maydon   kuch   chiziqlarini   aralashishi   natijasida   kuchayadi.
Boshqa gipotezaga ko’ra Quyoshning turli sohalarini turlicha burchak tezlik bilan,
uning   o’qi   atrofida   aylanishi   natijasida   magnit   maydon   kuch   chiziqlari   o’zro
aralashib Quyosh ekvatori tekisligiga paralel ravishda cho’zilib kuchayadi, Quyosh
atrofida   aylanadi   va   kuch   chiziqlari   trubkalarini   hosil   qiladi.   Kuchli   magnit
maydoni   ostidagi   sohalar,   magnit   bosimi   ostida   kengayib,   yengillashib   Quyosh
sathiga chiqib, Quyosh aktivligiga bog’liq bo’lgan turli xil xossalarni hosil qiladi.
   Quyosh shamoli
Biz   Quyosh   atmosferasi   ichida
yashayapmiz   va   bunda   Quyosh
shamoli   esib   turibdi.   Quyosh
shamolining tezligi juda katta ~10 3
km/s   tartibida,   undagi   zarralar
zichligi   esa   juda   kichik¿np>=	(5÷10	)см	−3
 tartibidadir. 
Quyosh   shamoli   mavjudligi
to’g’risidagi   gipoteza   1919   yili
kometalarni harakatini o’rganishda bayon etilgan bo’lsa, uning nazariyasi 1958 yili
amarikalik   astrofizik   Parker   tomonidan   ilgari   surilgandir.   Parker   Quyoshdan   turli
tomonga   tarqalayotgan   plazmani   Quyosh   shamoli   deb   atadi.   Yerning   sun’iy Расм.12. Гелиосферада Куёш магнит 
майдонини       Архимед спирали Ж
1   2
  3
  А  С
J
r yo’ldoshlari   yordamida   olingan   natijalarning   ko’rsatilishicha,   Quyosh   shamoli
protonlar, turli yadrolar va elektronlar dastasidan iboratdir. 
Quyosh shamolining esish tezligi va undagi zarralar tezligi o’zgarmas emasdir.
Ba’zi vaqtlarda Quyosh shamoli tezligi kichik undagi zarralar tezligi kichik bo’lsa,
ba’zi   hollarda   Quyosh   shamolining   bu   xarakteristikalari   keskin   oshib   ketadi.
O’rtacha   hisobda   tezlik   <u>=320   km/s,   zichlik   8   sm -3
    bo’lib,   bundan
chetlashishlar   juda   kattadir.   Zarralar   zichligi   n
p ~50cm -3
  gacha,   tezlik   1000   km/s
gacha   oshib   ketishi   mumkin.   Yer   sathida   Quyosh   shamolidagi   protonlarning
intensivligi  ¿I>¿2,5	⋅10	3см	−3с−1 ga   tengdir.   Quyoshdan   uzoqlashgan   sari   zarralar
dastasi  masofa kvadratiga teskari  proporsional  ravishda kamayib borsa, tezligi bu
masofaga   bog’liq   emasdir.   Quyosh   shamoli   dastasining   umumiy   energiyasi
o’rtacha hisobda 10 28
erg/s – ga tengdir. Quyosh shamoli  tarkibida, Quyosh sathida
uchraydigan barcha elementlar mavjuddir. 	
nα~0,05	np ,  	nz>2≤5⋅10	−4 . 
Quyosh   shamoli   Quyosh   magnit   maydoni   kuch   chiziqlarini   shunday   olib
boradiki,   bu   chiziqlar   radial   yo’nalishda   cho’ziladi.   Bunday   magnit   maydoniga
Quyosh   shamolida   muzlangan   magnit   maydoni   deyiladi.   Quyoshning   o’z   o’qi
atrofida   aylanishi   tufayli,   Quyosh   shamoli   yordamida   cho’zilgan   magnit   maydon
kuch   chiziqlari   aylanib,   Arximed   spiralini   hosil   qiladi   (rasm.   12.)   (	
r=<	u>ϕ/ω ,	
ω−
  Quyoshning   aylanishi   burchak   tezligi   bo’lib,   r   va  	ϕ   -   geliosentrik
koordinatalar).   Bir   astronomik   birlik   masofada   magnit   maydon   kuch   chiziqlari
g’arbdan 45 o
 burchak ostida yo’nalgan bo’lib, kuchlanganlik  	
10	−4÷10	−5Гс - ga teng
bo’ladi.   Magnit   maydon   energiyasining   zichligi,   plazma   harakati   zichligidan
kichikdir,   shuning   uchun   uning   harakatiga   ta’sir   ko’rsatmaydi.   Maydon   kuch
chiziqlarining yopiq sathdan to’la oqimi nolga teng bo’lganligi sababli, sayyoralar
orasidagi fazoning turli soxalarida, magnit maydonining yo’nalishi turlicha bo’lishi
kerak.   Haqiqatdan   ham   Yerning   sun’iy   yo’ldoshlari   yordamida   olingan
eksperimental   natijalarning   ko’rsatishicha   magnit   maydon   kuch   chiziqlarining
yo’nalishi osmonning yuqori yarim sharida pastdagisiga nisbatan qarama-qarshidir.
Har   22   yil   davr   bilan   magnit   maydon   yunalishi   o’zgarib   turadi.   1979   yili   4
nv 50 0
JJ
r
J
t
Расм 13. Куёш магнит майдонининг эклиптика 
текислигидаги секторли структураси. (Quyoshning   21-chi   siklida)   yuqori   yarim   sharda   magnit   maydon   Quyoshdan
yo’nalgan   edi.   Qalin   bo’lmagan   qatlamda   (10 4
-10 6
km)   magnit   maydon   yo’nalishi
sekin   o’zgaradi.   Juda   kam   hollarda   magnit   maydon   nolga   teng   bo’ladi.   Ajratish
tekisligi   Quyosh   ekvator   tekisligiga   nisbatan   15 o
  burchakga   og’ma   bulib,   bu
tekislik to’lqin shakliga egadir. Shuning uchun ekvator tekisligi ajratish tekisligini
bir necha marotiba kesib o’tadi. Natijada yo’nalishi qarama-qarshi bo’lgan magnit
maydon sektorlari hosil bo’ladi. Bunday sektorlarning o’rni va soni bir necha oylar
davomida   o’zgarmas   qoladi.   Masalan,   1963-1964   yillarda   magnit   maydonining   4
ta sektori bor edi (rasm 13.).
Quyosh plazmasi koinotda yulduzlararo muhit bilan (kosmik nurlar, magnit
maydonlar, ionlashgan gazlar va hokazolar) to’qnashishi natijasida cheksizlikgacha
kengayib keta olmaydi. 
Quyoshdan   uzoqlashgan   sari   plazmaning   konsentrasiyasi   kamayib   boradi,
shuning   uchun   tovushning   plazmadagi   tezligi   kamayib   borib,   plazmaning   o’zini
tezligi   esa   tovush   tezligidan   katta   bo’ladi.   Quyosh   plazmasining   muhit   bilan
to’qnashishi natijasida u tormozlanadi va zarbali to’lqinlar hosil bo’ladi (rasm.10).
Zarbali   to’lqinlar   mavqyeini   plazma   bosimi   va   kosmik   muhit   bosimi   orasidagi
muvozanatdan foydalanib topish mumkin.npmpu2≈	np0
(
r1
R)
2
m	pu2=nГKT	+BГ2/8π+PК,Н,
Bu formulaga kirgan kattaliklarni qiymatini qo’yish yo’li bilan  r  - ning qiymati
topiladi.   Masalan:   n
G ~0,2sm -3
  ,   T~10 4
K,   R
K,N.   ~10 -12
erg/sm 3
,   V~2*10 -4
Gs -larni
qo’yib,  R~50-100 a.b  ekanligini topamiz. 
Yulduzlararo fazoda qo’yosh shamolidan tashqari, galaktik shamol esib turadi.
Galaktik shamol tezligi ham tovush tezligidan kattadir 	
ϑ≈	20	км	/с . Shuning uchun
fazoda ikkita zarbali to’lqin hosil bo’ladi. Ichki zarbali to’lqinda Quyosh shamoli
tormozlansa, tashqarisida galaktik shamol tormozlanadi (bunday to’lqinlar xolatini
mos ravishda R
1  va R
2  bilan ajratamiz). R
1  bilan ajratilgan fazo qismiga geliosfera
deyiladi.  1 -  Quyosh shamoli zarbali to’lqini
2 - Galaktika va Quyosh plazmalari chegarasi
3 -  Galaktik oqim zarbali to’lqini
4 – Galaktik magnit maydon kuch chiziqlari
 Q - Quyosh; R
1 , R
2 , R
0  – Quyoshdan mos ravishda masofalar.  
            Geliosferaning bunday tuzilishi r~25 a.b. masofalargacha, Yerning sun’iy
yo’ldoshlari   yordamida,   Quyosh   shamoli   tezligini,   zarralari   zichligini   va   magnit
maydon taqsimlanishini o’lchash yo’llari bilan isbotlangan.     
    
   Quyosh chaqnashlari   
Quyosh   aktivligi   maksimal   bo’lgan   yillarda,   elektrik   va   magnit
maydonlarining   keskin   o’zgarishi   natijasida   Quyosh   diskining   turli   lokal
soxalarining ravshanligi keskin oshib ketishi kuzatiladi. Bunga Quyosh chaqnashi
deyiladi. Kichik chaqnashlar har kuni bir necha marotiba kuzatilsa, kuchlilari juda
kam   uchraydigan   hodisadir.   Chaqnashlar   davrida   ultrabinafsha,   rentgen,
radioto’lqinlar,   chiziqli   va   uzluksiz  γ−   nurlanishlar   bilan   birgalikda,   protonlar,
yadrolar   va   neytrinolar   oqimi   nurlanadi.   Shunday   qilib   bunday   chaqnashlar
natijasida kosmik nurlar – Quyosh kosmik nurlari generasiyalanadi. Protonlarning
umumiy   soni   kuchli     chaqnashlarda     10 28
  ga   yaqin   bo’ladi,   chaqnash   energiyasi
10 27
- 10 31
erg intervalida bo’ladi. XX asrning oxirgi  20 yil  davomida 30 dan ortiq
kuchli   chaqnashlar   kuzatilgan   bo’lib,   ularda   o’nlab   gigaelektronvolt   energiyali Љ 1
R
1
R
o
Расм.14. Гелиосфера тузилиши R
24
3
2 protonlar   qayd   etilgan.   Aniqlanishga   kuchli   chaqnashlar   Quyosh   aktivligining
maksimal   bo’lgan   yillarida,   aktivlikning   oshishi   yoki   pasayishi   paytlarida   hosil
bo’ladi. 
29 sentyabr   1989 yilda   yana shunday kuchli portlashlarning biri kuzatildi,
ki   u   Yer   yuzidagi   turli   stansiyalarda   qayd   etilgan.   Samarqand,   Moskva,   Mirn ы y
(Antraktidada joylashgan) stansiyalarining ko’rsatishicha intensivlikning oshishi 5
soat   davom   etgan   va   bunda   u   Samarqandda     70%   ga,   Moskvada   200%   ga   va
Antraktidada   bundan   ham   ko’p   oshgan.   Bundan   esa   bu   chaqnashda   Yer   sathiga
kelib   yetgan   zarralar   orasida     energiyasi     Ye≤1Gev   bo’lgan   zarralar   mavjud
bo’lgan. Yer ekvatorida joylashgan stansiyalarda ham intensivlikning biroz oshishi
kuzatilgan.   26   yanvar   1967   yilda   kuzatilgan   Quyosh   chaqnashi   xuddi   shunday
xususiyatlarga   ega   bo’lgan   bo’lib,   bunda   bir   necha   soat   davomida   intensivlik
Antarktidada 40% ga, Moskvada 6% ga oshgan. 
Ochiq koinotga, Yerning magnit  maydoni ta’sir doirasidan tashqarida kichik
energiyali   zarralarning   intensivligi   yanada   kattaroq   oshadi.   Yerning   sun’iy
yo’ldoshlari yordamida o’tkazilgan tajribalarning kursatishicha kuchli chaqnashlar
paytida   kosmik   zarralarning   to’la   oqimi   10 6
  marotibagacha   oshishi   mumkin.   29
sentyabr   1989   yildagi   Quyosh   chaqnashi   XX   asrning   oxirgi   20   yili   davomida
kuzatilgan eng kuchli Quyosh chaqnashidir.
Energiyasi   100   MEV   dan   katta   bo’lgan   zarralar,   Sayyoralararo   kosmik
ekspedisiyalarda   kishilar   hayoti   uchun   xavflidir.   Bunday   zarralar   kishining
tanasidan   o’tishida   elektron   -   fotonlar   va   rentgen   nurlanishi   oqimini   hosil   qilishi
mumkin. 
Yer   orbitasidagi   masofalarda   (1a.   b.  ¿   1,5*10 6
km)   Kosmik   zarralar   oqimi
Quyosh   chaqnashidan   8   –   12   soat   keyin   o’zining     maksimal   qiymatiga   erishadi.
Quyosh chaqnashlarini hali oldindan aytish mumkin emas. Lekin kuchli portlashlar
bir necha yilda bir marotiba yuz beradi.
Aviasiyadan,   xuddi   shunday   baland   uchuvchi   grajdan   aviasiyasidan
foydalanish,   radiasion   holatni   aniqlash   masalasini   ilgari   suradi.   Biologik
obyektlarining   radiasion   zararlanishi   yutilgan   energiya   miqdori   bu   nurlanishning biologik   effektivligi   bilan   aniqlanadi.   Yutilgan   energiya   (doza)   greylarda(1Гр	=1Ж
кг	)
  o’lchanadi.   Biologik   effektivlik   (doza   ekvivalenta)   Dekv.   Nurlanishi
sifati koeffisiyenti  (KK)
i  - ga bog’liqdir.	
D	экв	=∑	Di(КК	);
(Zivertlarda   o’lchanadi,   1Ev   =   1J/kg   =   10 2
ber).   Nurlanishlar   bilan   ishlovchi
kishilar   uchun   zararsiz   doza   5*10 -2
Ev   bir   yildadir.   18–20   km   balandliklarda
odatdagi doza 10 – 20 mkEv/soat – ga tengdir. Kuzatishlarning ko’rsatishicha, 18
km balandlikda qutb soxalarida   1956 dan 1972 yillar mobaynida 100 mkZv/soat
dozadan kattasi 10 marotiba kuzatilgandir. Foydalanilgan adabiyotlar
1. A.   V.   Loktin,   V.   A.   Marsakov   Leksii   po   zvyozdnoy   astronomii,   Ural   MGU.
2009, 280 bet
2. Nuritdinov S. A. Galaktik astronomiya kursi. Ma’ruzalar matni, O’z MU 2000
3. T.   B.   Borkova,   V.   A.   Marsakov   Izbrann’ye   zadachi   po   zvezdnoy   astronomii,
Rostov – na donu, 2008
4. Efremov Yu. N. Ochagi zvezdo obrazovaniya v galaktikax. M.: Nauka, 1989
5. J. Binney, M.Merrifield Galaktik astronom, Princeton University Press, 1998
6. J.   Binney,   Scott   Tremeine     Galaktik   Dynamics:   Second   edition,Princeton
University Press, 2008
7. Galakticheskaya astronomiya (N. Ya.Sotnikova, kurs leksiy) http;//www.astro.
spbu. Ru/staff/nsot/ Teaching/galast/galast.html
8. www.astronet    .ru/db/boobks/
9. M. N. Dagayev Astrofizika, 1988

Quyosh va uning xarakteristikalari Reja: 1. Quyosh energiyasining manbai 2. Quyoshning ichki tuzilishi 3. Quyosh va neytrino. 4. Quyosh aktivligining sikli

Quyosh energiyasining manbai Quyosh, Quyosh sistemasining markaziy va eng katta jismidir. Quyosh massasi barcha sayyoralarning massasidan 750 marotiba, Yer massasidan esa 333000 marotiba kattadir. U kuchli energiya manbai hisoblanib, rentgen va ultrabinafsha to’lqinlardan tortib radioto’lqinlargacha nurlaydi. Bu nurlanish Quyosh sistemasidagi barcha jismlarga ta’sir etadi, issiqlik nuri uzatadi va shuning uchun u hayot manbaidir. Quyosh bizga eng yaqin kosmik jism hisoblanadi, bu jihatdan uni o’rganish, yulduzlarni o’rganishda, kosmik nurlar fizikasida va butun koinotni o’rganishda katta rol o’ynaydi. Quyoshning ko’rinma burchak diametri Yerning orbitasi elliptik bo’lganligi sababli yil davomida o’zgarib turadi. O’rtacha hisobda Quyosh ko’rinma burchak radiusi 960  - ga tengdir. Bundan Quyosh diametri 1/107 astronomik birlikka (a.b.) yoki taqriban 1400000 km ga tengligi kelib chiqib, Yer diametridan 109 marotiba kattadir. Yer atmosferasidan tashqarida Quyosh nurlariga perpendikulyar bo’lgan 1m 2 yuzaga 1360 vt Quyosh energiyasi tushadi, bu 2 kal/sm 2  min ga mos keladi. Bu sonni radiusi Yer va Quyosh orasidagi masofaga teng bo’lgan shar sirtiga ko’paytirib, Quyosh nurlanishini quvvatini topish mumkin, u 4⋅10 23 kVt ni tashkil etadi. O’lchami, Quyosh o’lchamiga teng va 6000 o K gacha qizdirilgan jism anna shuncha energiya nurlaydi. Yerning Quyoshdan oladigan energiyasining oqimi, Quyosh to’la energiyasining 1/2000000000 kismiga tengdir. Koinotning boshqa jismlari singari, Quyosh, qizigan gazdan iborat bo’lgan shar shaklidagi jismdir. Quyosh asosan vodoroddan tashkil topgan bo’lib, unda ozroq geliy aralashgandir (atomlar miqdoriga ko’ra ~10%). Qolgan elementlar atomlarining yig’indisi bundan ~1000 marotiba kamdir. Lekin massa jihatdan bunday og’ir elementlar Quyosh massasini 1-2 foizini tashkil etadi. Quyosh muhiti kuchli ionlashgandir, ya’ni uning muhitini atomlari tashqi qobig’idagi elektronlarini to’la yo’qotgandir. Erkin elektronlar ionlashgan plazma gazining erkin zarralarini tashkil etadi.

Quyosh muhiti o’rtacha zichligini topish uchun uning massasini hajmiga bo’lamiz: ¯ρ= 3M o 4π⋅Ro3= 3⋅2⋅10 33 4⋅3,14 ⋅696 ⋅10 8cм =1,41 г/см 3 (3.1) Zichlikning bu qiymati suv zichligiga yaqin bo’lib, Yer sirtidagi havo zichligidan ~1000 marotiba kattadir. Lekin Quyosh muhitining, uning markazidagi zichligi bundan yuzlab marotiba katta bo’lsa, yuzidagi zichligi minglab marotiba kichikdir. Quyoshning markaziga qarab yo’nalgan gravitasion kuch ta’siri ostida, markazida juda yuqori bosim hosil bo’ladi. Quyosh ichida muhit bir tekis, o’rtacha zichlik bilan taqsimlangan deb, uning radiusini yarmiga teng chuqurligidagi bosim qiymatini topamiz. Bunday chuqurlikda og’irlik kuchi radiusi 1/8 R o bo’lgan shar ichidagi massa orqali aniqlanadi. Bunday shar hajmi Quyosh to’la hajmini 1/8 kismga teng bo’ladi. Shuning uchun butun olam tortishish qonuniga ko’ra, bir jinsli Quyosh markazidan 1/2 R o masofada erkin tushish tezlanishi quyidagicha: g= γ 1 8M o ( 1 2Ro) 2 (3.2) bo’lib, og’irlik kuchi yuqori qatlamlar og’irliklarini yig’indisidan iboratdir. Bosim esa miqdoran balandligi 1/2 R o bo’lgan asosining yuzi 1sm 2 bo’lgan ustun ichidagi muhit og’irligiga teng bo’ladi. Bu ustun ichidagi modda massasi m= ¯ρ⋅ Ro 2 (3.3) bo’lib, bosim quyidagicha bo’ladi: P= mg S = γ 1 8M o ( 1 2 Ro) 2¯ρRo 2 1 S (3.4) S=1 bo’lganligi sababli P=6,6 ⋅10 13H /м2≈6,8 ⋅10 8атм . bo’ladi. Shunday qilib, Quyosh markazida bosim nihoyat darajada kattadir: tajriban bir milliard

atmosferaga tengdir. Gaz qonunlariga ko’ra bosim zichlik va haroratga bog’liqdir Undan foydalanib, Quyosh katlamidagi temperaturani aniqlaymiz:T= μ P R ¯ρ= μ 4 γ⋅M o RR o = 2,8 ⋅10 6K (3.5) Shunday qilib, biz Quyosh xarakteristikalarini uning ichidagi R o /2 balandligida aniqladik: ¯ρ= 1,4 Г /см 3(1,3 Г /см 3) P=6,6 ⋅10 13Н /м2(6,1 ⋅10 13Н /м2) (3.6) T= 2,8 ⋅10 6(3,4 ⋅10 6)K Qavslarni ichida bu xarakteristikalarning aniqroq metodlar bilan aniqlangan qiymatlari keltirilgan. Bunday katta bosim va temperaturalarda vodorod yadrolarining (protonlar) tezligi juda katta bo’lib, natijada ular Kulon itarish kuchlarini yengib, o’zaro yaqinlashib ta’sirlasha oladilar. Bunday yaqinlashishlardan ba’zida yadro reaksiyalari vujudga kelib (rasm.5v), geliy hosil bo’ladi va katta energiya ajraladi. Rasm – 9. RR yadro reaksiyasining sxemasi. 6H 1→2D2+2H 1→2He 3→ He 4→ 2H 1 ( H 1 -proton, D 2 -deyteriy yadrosi, Hye 3 va Hye 4 -geliy izotoplari, ye + -pozitron, ν -neytrino) р р р р р р р рD 2D 2 He 3 He 3 He 4e+ e+

RR – reaksiyasi bir-biriga yaqinlashgan protonlarning birining β− bo’linishidan boshlanadi. H 1+H 1→ D2+e++ν+1,44 МэВ (3.6) β− bo’linish natijasida proton neytronga aylanib, pozitron, neytrino va energiya ajraladi. Hosil bo’lgan neytron ikkinchi proton bilan qo’shilib deytriy yadrosini hosil qiladi. Har bir juft protonlar uchun bunday reaksiya 14 milliard yilda amalga oshadi. Hosil bo’lgan deytriy yadrosi boshqa proton bilan qo’shilishib Hye 3 -geliy izotopini hosil qiladi. Xosil bo’lgan ikkita geliy izotopi o’z navbatida o’zaro qo’shilishib protonlarni ajratib Hye 4 ga aylanadi. Natijada Quyoshning markaziy soxasida vaqt o’tishi bilan geliy miqdori oshib borsa, vodorod miqdori kamayib boradi. 4-5 milliard yil davomida vodorodning takriban yarmi geliyga aylanadi. Bunday reaksiyalar Quyoshning hozirgi evolyusiyasida katta energiya manbaidir. Quyoshning ichki tuzilishi Quyoshning markaziy soxasida hosil bo’lgan energiya uning tashqi qismlariga keyinchalik butun koinotga uzatiladi, natijada Quyosh muhiti gazning temperaturasi uning sirtiga yaqinlashgan sari avval tez keyin sekinroq kamayib boradi. Temperaturasiga va Quyosh tarkibida o’tuvchi jarayonlarga bog’liq ravishda Quyoshni 4 ta ichki mintaqalarga ajratish mumkindir (rasm 10): protuberanslar xromosfera 14000 km 300 km fotosfera konveksiya mintaqasi Расм 10. Куёшнинг ички тузилиши