Արեգակնային քամի

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից

Արեգակնային քամի, գերիոնացված մասնիկների հոսք (հիմնականում ջրածնահելիումային պլազմայի), որոնք Արեգակի պսակից 300-1200 կմ/վ արագությամբ արտանետվում են շրջակա տիեզերական տարածություն։ Հանդիսանում են միջմոլորակային տարածության հիմնական բաղկացուցիչներից մեկը։

Բնության մեջ տեղի ունեցող շատ երևույթներ կապված են արեգակնային քամիների հետ։ Օրինակ՝ մագնիսական փոթորիկները և բևեռափայլերը։

Պատմություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ենթադրությունը, որ գոյություն ունի Արեգակից եկող լիցքավորված մասնիկների մշտական հոսք, առաջին անգամ հայտնել է բրիտանացի աստղագետ Ռիչարդ Կերրինգտոնը։ 1859 թ.-ին Կերրինգտոնը եւ Ռիչարդ Հոջսոնը իրարից անկախ, դիտում էին այն, ինչը հետագայում անվանվեց արեգակնային բռնկում։ Հաջորդ օրը մագնիսական փոթորիկ դիտվեց, և Կերրինգտոնը ենթադրեց, որ այդ երկու երևույթների միջև որոշակի կապ կա։ Ավելի ուշ Ջորջ Ֆիթջերալդն արեց մի ենթադրությոուն, ըստ որի, մատերիան պարբերաբար Արեգակի պատճառով արագացում ձեռք բերելով՝ մի քանի օրում հասնում է Երկրին[1]:

1916 թվականին, նորվեգացի հետազոտող Քրիստիան Բիրկելանդը (նորվեգերեն. Kristian Birkeland) գրել է. «Ֆիզիկայի տեսանկյունից առավել հավանական է, որ Արեգակի ճառագայթները չեն հանդիսանում ոչ դրական, ոչ էլ բացասական ,այլ և դրական, և բացասական` միաժամանակ»: Այլ կերպ ասած, արեւային քամին բաղկացած է բացասական էլեկտրոններից եւ դրական իոններից[2]:

Երեք տարի անց՝ 1919 թվականին Ֆրեդերիկ Լինդերմանը նույնպես առաջարկեց, որ երկու տարանուն լիցքերով մասնիկները՝ պրոտոնները և էլեկտրոնները, գալիս են արեւից։

1955 թվականին խորհրդային աստղաֆիզիկոսները՝ Ս.Կ. Վսեխվյաչինը, Գ.Մ. Նիկոլսկին, Ե.Ա. Պոնոմարյովը և Վ.Ի. Չերեդնիչենկոն ցույց տվեցին[3], որ Արեգակի պսակը ծախսում է իր էներգիան ճառագայթման վրա եւ կարող է գտնվել ջերմադինամիկ հավասարակշռության մեջ միայն ներքին հզոր էներգիայի աղբյուրների հատուկ բաշխման դեպքում։ Մյուս բոլոր դեպքերում պետք է գոյություն ունենա նյութի եւ էներգիայի հոսք։ Այս գործընթացը հիմք է ծառայում կարեւոր ֆիզիկական երեւույթի՝ «Արեգակի դինամիկ պսակի» համար։

Երեք տարի անց, Յուջին Փարքերը եզրակացրեց, որ չեպմենովյան մոդելում Արեգակից եկող տաքության և մասնիկների հոսքը և գիսաստղի «ուռչող» պոչերը՝ Բիրմաննի հիպոթեզում, հանդիսանում են նույն երևույթի երկու տարբեր դրսևորումներ, որոնց նա անվանեց «արեգակնային քամի»[4][5]: Փարքերը ցույց տվեց, որ չնայած այն հանգամանքին, որ Արեգակի պսակը խիստ ձգվում է Արեգակի կողմից, այն այնքան լավ է պահում ջերմությունը, որ շարունակում է տաք մնալ մեծ հեռավորություններում։ Քանի որ Արեգակից հեռավորության մեծացման հետ նրա ձգողությունը թուլացնում է, վերին պսակից սկսվում է նյութի գերձայնային արտահոսք դեպի միջմոլորակային տարածություն։ Ավելին, Փարքերն առաջինն էր, ով նկատեց, որ ծանրության ուժի թուլացման երևույթն ունի նույն ազդեցությունը ջերմադինամիկ հոսքի վրա, ինչ Լավալի վարդակը։

Փարքերի վարկածը դաժան քննադատության ենթարկվեց։ Հոդվածը, որը 1958 թուղարկվել էր Astrophysical Journalում, մերժվել էր երկու վերլուծողների կողմից, եւ միայն խմբագրի՝ Սուբրամանյան Չանդրասեկհարի շնորհիվ էր հայտնվել ամսագրում։

Սակայն, 1959 թվականի հունվարին կատարվեցին արեգակնային քամու բնութագրերի առաջին անմիջական չափումները, որոնք իրականացվել էին խորհրդային Luna-1 կայանում[6]` գազի իոնային դետեկտորի և հատուկ հաշվիչի տեղադրմամբ։ Երեք տարի անց նույն չափումները կատարվեց ամերիկյացի Մարսիա Նոյգեբաուերը Մարիներ-2 կայանից ստացված տվյալների հիման վրա[7].:

1990-ականների վերջում SOHO արբանյակում տեղադրված ուլտրամանուշակագույն պսակային սպեկտրոմետրի օգնությամբ (անգլ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)) կատարվել են արագ արեգակնային քամու առաջացման ոլորտների դիտարկումներ` Արեգակի բևեռներում։ Զուտ թերմոդինամիկական ընդարձակումից հետևում էր, որ քամու արագացումը շատ ավելին է, քան սպասվում էր։ Փարքերի մոդելը կանխագուշակում էր, որ քամու արագությունը դառնում գերձայնային ֆոտոսֆերայից 4 Արեգակի շառավիղ բարձրության վրա, իսկ դիտարկումները ցույց տվեցին, որ այդ անցումը կատարվում է զգալիորեն ներքևում՝ 1 Արեգակի շառավղի բարձրության վրա։ Դրանով հաստատվեց, որ արեգակնային քամու արագացման լրացուցիչ մեխանիզմ գոյություն ունի։

Բնութագրեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արեգակնային քամու պատճառով արևն ամեն օր կորցնում է մոտ մեկ միլիոն տոննա նյութ։ Արեգակնային քամին հիմնականում բաղկացած է էլեկտրոններից, պրոտոններից և հելիումի միջուկներից (ալֆա մասնիկներից

Չնայած, որ արեւային քամին գալիս է արեւի արտաքին շերտից, այն չի արտացոլում արտաքին շերտի տարրերի իրական կազմը, քանի որ տարբերակման արդյունքում որոշ տարրերի պարունակությունը մեծանում է, իսկ որոշներինը՝ փոքրանում։

Արեգակնային քամու պարամետրերը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Պարամետրեր Միջին մեծություն Դանդաղ արեգակնային քամի Արագ արեգակնային քամի
Խտություն, n սմ −3 8,8 8,8 3,9
Արագություն, V կմ/վ 468 327 702
nV, սմ−2վ−1 3,8ˑ108 3,9ˑ108 2,7ˑ108
պրոտոնների ջերմաստճան, Tp Կ 4 3,4ˑ4 2,3ˑ5
էլեկտրոնների ջերմաստճան, Te Կ 1,4ˑ 5 1,3ˑ5 1,0 5
Tp/ Te 1,9 4,4 0,45

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Winds. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0. 
  2. Kristian Birkeland, «Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth’s Atmosphere Negative or Positive Rays?» in Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat — Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
  3. Всехсвятский С. К., Никольский Г. М., Пономарев Е. А., Чередниченко В. И., К вопросу о корпускулярном излучении Солнца, Астрономический журнал, том=32, ст. 165, 1955.
  4. Christopher T. Russell։ «THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS»։ Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին։ Վերցված է 2007-02-07 
  5. Roach John (օգոստոսի 27, 2003)։ «Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind»։ National Geographic News։ Վերցված է 2006-06-13 
  6. «Luna 1»։ NASA National Space Science Data Center։ Արխիվացված օրիգինալից-ից 2011-08-22-ին։ Վերցված է 2007-08-04 
  7. M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962)։ «Solar Plasma Experiment»։ Science 138: 1095–1097