Жұлдыздардың жылтылы мен жарықтылығы

МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 5

НЕГІЗГІ БӨЛІМІ

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..7

1.1 Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 7

1.2 Жұлдыздағы энергия тасымалы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..9

1.3 Жұлдыздар модельдері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..11

2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...16

2.1 Жұлдыздардың пайда болуы, гравитациялық сығылу кезеңі ... ... ... ... 16

2.2 Ядролық реакция негізінде дамуы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 19

2.3 Дамудың соңғы кезеңі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 20

ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ
1. Абслолют жұлдыздық шама және жұлдыздардың жарықтылығы ... ... .22
2. Жұлыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасын анықтау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..24

ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...28

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .28
КІРІСПЕ

Астрономиялық бақылаулар Ғаламдағы материяның мейлінше әр қилы пішінде және әр түрлі жағдайда- тығыздығы түкке тұрмас мардымсыз газ бен тозаңнан бастап, аса тығыз обьектілерге дейін; ергежейлілерден бастап, өлшемдері мен жарықтылық шамасы жер мен көктей алып жұлдыздарға дейін; өзінің дамуындағы әр түрлі кезеңде болатын аса шағын жұлдыз топтарынан аумақтары мен пішіндері түрлі-түрлі галактикаларға дейін үздіксіз дамуда болады дейтін негізгі ережесін дәлелдейді. Материяның бар пішіні өзгереді екен, онда демек Ғаламның түрлі және әр пішінде объектілерінің бәрі бір дегеннен пайда бола алмақ емес, олар әр түрлі кезеңдерде қалыптасты және сондықтан олардың пайда болуынан бастап саналатын белгілі өзіндік ғұмыр жасы бар. Сондықтан Ғаламдағы объектілердің пайда болуы мен дамуы толық анықтауды керек ететін нақты мәселе. Бұл міндеттер астрономиялық бақылаулар мен олардың теориялық түсіндірулеріне негізделген ғылыми болжамдарды талдау жолымен және жаратылыстанудың барлық саласындағы жетістіктерді пайдалану жолымен жүзеге асырылады.
Сондықтан ғылыми жұмыста астрономияның зерттеу объектілерінің бірі болып табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және даму мәселелері қарастырылады.
Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда болуы, дамуы туралы астрономиялық бақылаулар мәліметтері мен теориялық есептеулер және болжамдар нәтижелерін зерттеу.
Қазіргі кезде жұлдыздардың тек сыртқы қабатын тікелей бақылауға ғана мүмкін. Көптеген жұлдыздардың массасын, радиусын, жарықтылығын, эффективтік температурасын және химиялық құрамын анықтауға болады. Осы мәліметтер негізінде жұлдыздардың ішкі құрылысы мен дамуы теориясы қарастыратын мәселелер жұлдыз ішіндегі қысымның, тығыздықтың, температураның және химиялық құрамының өзгерісі; ондағы энергия көзі табиғатын анықтау, оның жұлдыз бетіне тасымалдану процесі және жұлдыздардың әр түрлі даму кезеңдері болып табылады.
Жұмыстың маңыздылығы – жұлдыздардың табиғатын зерттеу физика, математика, химия, геология жетістіктеріне сүйене отырып, осы ғылым салаларының алдына жаңа мәселелер қоя отырып, олардың дамуына және адамзаттың, материяның, Әлемнің құрылысы, оның дамуы және келешегі туралы дұрыс көзқарасы қалыптасуына ықпал етеді. Жұмыс екі негізгі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде жұлдыздардың ішкі құрылысы, яғни жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар, жұлдыздардағы энергия тасымалы, жұлдыздар құрылысы модельдері, ал екінші бөлімінде жұлдыздардың пайда болуы мен дамуының негізгі кезеңдері қарастырылды. Жұмыстың зерттеу бөлімінде жұлдыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасы анықталды.
1. Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.Наука. 1967г.528с.
2. Бакулин П. И. и др. Курс общей астрономии. М. Наука. 1977 г. 544с.
3. Каплан С. А. Физика звезд. 3 – издательство, М. Наука. 1977 г.
4. Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М. Наука. 1973 г.
5. Дагаев М. М. Астрономия. М. Просвещение. 1983 г. 384 с.
6. Шкловский И. С. Звезды. Их рождение, жизньи смерть. М. Наука. 1984 г.
7. Зельдович Я. Б ., Новиков. И. Д. Происхождение и эволюция галактик и звезд. М. Наука. 1976 г.
8. Физика космоса: Мальенкая энциклопедия. М. Советская энциклопедия . 1986 г. 783 г.
9. Климишин И. А. Астрономия наших дней. М. Наука. 1986 г. 560 с.
10. Дагаев М. М.,Чаругин В. М. Астрофизика. М.Просвещение.1999 г.192 с.
11. Дубнищева Г. Я. Концепций современного естествознания. Новосибирск. Издательство ЮКЭА. 2000 г. 832 с.
12. Клищенко А. П., Шупляк В. И. Астрономия. М. Наука. Новое знание. 2004 г. 224 с.
        
        МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ........................................................................................................................5
НЕГІЗГІ БӨЛІМІ
1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ..............................................................7
+ Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар........................................7
1.2 Жұлдыздағы энергия тасымалы......................................................................9
1.3 Жұлдыздар модельдері..................................................................................11
2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ...............................................................................16
2.1 ... ... ... гравитациялық сығылу кезеңі................16
2.2 Ядролық реакция негізінде дамуы................................................................19
+ Дамудың соңғы кезеңі....................................................................................20
ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ
* Абслолют жұлдыздық шама және жұлдыздардың ... ... ... ... мен ... қатынасын анықтау..................................................................................24
ҚОРЫТЫНДЫ...........................................................................................................28
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР.............................................................................28
АННОТАЦИЯ
Жұлдыздар да Күн тәрізді энергияны электромагниттік тербелістің барлық толқын ұзындығы диапозонында шығарады. ... ... ... шығаруының жалпы қуатын сипаттайтын және ең басты ... бірі ... ... ... ... ... ... рет 1905 жылы дат астрономы Э.Герцшпрунг анықтады. Бүгінде жұлдыздарды олардың жарықтылығына қарай аса алып және ергежейлі деп топтастырады. Аса алып ... ... ... ... мың және жүздеген мың есе алып жұлдыздар - жүздеген есе ... ... ... ал ... ... Күнмен барабар және онан жүздеген мың есеге дейін төмен.
Табиғатта ергежейлі жұлдыздар аса алыптар мен алыптарға қарағанда әлдеқайда көп, сондықтан ... ... ... ... ... ол орташа көлемді және орташа жарық жұлдыз болып табылады.
Енді ... ... ... көлемдеріне ғана емес, олардың фотосфераларының температурасынан да болатынын атап айтамыз. Жұлдыздардың ... ... ... ... фотосфера температурасы неғұрлым жоғары болса, жарқырауы соғұрлым күшті және жұлдыздардың түстері де оның температурасына тікелей байланысты.
Ғылыми жұмыста астрономияның ... ... бірі ... ... ... ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және дамуы, жарықтылығы мен жылтылын салыстыруды анықтау мәселелері қарастырылды.
Жұмыстың мақсаты ... ішкі ... және ... ... болуы, дамуы туралы астрономиялық бақылаулар мәліметтері мен ... ... және ... нәтижелерін зерттеу. Жұмыстың зерттеу бөлімінде ең жарық жұлдыздардың Үндістегі ε, Темірқазықтың жылтылы мен ... ... ... арқылы Погсон формуласы және абсолют жұлдыздық шама, көрінерлік жұлдыздық шама ... ... ... ... анықтаудың оңай тәсілін көрсеткен.
АННОТАЦИЯ
Звезды как солнце выпускают энергию на диапазонах электромагнитных ... ... ... у ... является одним из основных качеств в выпускании лучей и определяют его мощность.
Впервые в 1905 году астроном из Дании ... ... что есть ... ... ... сверкания у звезд. На сегодняшний день звезды делятся на очень большие звезды - гиганты и ... ... ... - ...
В ... с ... большие звезды - гиганты сверкают в десятки тысяч и сто тысяч раз больше, а очень маленькие звезды - карлики сверкают в сто ... раз ... В ... ... маленьких звезд больше, чем больших звезд, поэтому Солнце ... ... ... ... ... ... не только по масштабу, но и фотосферным температурным явлениям. Когда у звезд единый масштаб, у них фотосферная ... ... ... они еще ярче и ... ... зависят от их температур.
В этом научном проекте основным объектом исследования является внутренние свойства, появление и развитие звезд.
Цель работы ... в ... ... ... появлении и развитии звезд, используя расчеты и результаты прогнозов. ... ... ... ... до ... ... в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина ... ... ... ... ... и само ... ... такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. В проекте в ... ... ... легкий способ нахождения звездного освещения, сравнивая уравнения абсолютной звездной возможности и видимость звездной возможности, зная ... до ... и её ... ... ... m, ... найти абсолютную звёздную величину, а также сравнивая светимость и освещения Солнце с яркими звездами.
ABSTRAKT
Stars are like the Sun produces energy in the range of ... waves. The shining feature of the star is one of the main features which produces rays and defines its ... the first time in 1905 Danish ... E.Hertzprung defined the difference between the shining features of the stars. Nowadays stars are divided into gigantic stars and very stars ... ... with the Sun gigantic stars shine ten ... and hundreds of ... times more, while stars "dwarfs" shine hundreds of times less. In nature the amount of "dwarfs" stars are more than gigantic stars due to it the Sun is medium shining star. ... stars are divided not only according to its scale, but also ... to ... ... phenomenon. When the scale of the stars is one their photosphere ... is more, they shine more brightly and the color of the star depends on its ... this ... project the main object of investigation is inner features, appearance and development of the star.
The aim of the project is ... is inner ... ... and ... of the star using calculations and results of forecast. The main method of defining the distance to the stars consists of ... of their visible mixture against a ... of further stars, made ... of the Earth around the Sun. ... to the mixture ... the height which is ... to the ... calculate the distance itself. However this method of calculating is can be adopted only to near stars. In this project work, in the parts of ... easy way of finding star are given, which is ... ... with equation of absolute star ability and ... of star ... with known distance to the stars and it's visible star size m. It's possible to find absolute star size as well as ... luminosity and lightning of the Sun with bright stars.
КІРІСПЕ
Астрономиялық бақылаулар Ғаламдағы материяның мейлінше әр қилы пішінде және әр ... ... ... ... ... ... газ бен ... бастап, аса тығыз обьектілерге дейін; ергежейлілерден бастап, өлшемдері мен жарықтылық шамасы жер мен көктей алып жұлдыздарға дейін; өзінің дамуындағы әр ... ... ... аса ... жұлдыз топтарынан аумақтары мен пішіндері түрлі-түрлі галактикаларға ... ... ... ... ... ... ... дәлелдейді. Материяның бар пішіні өзгереді екен, онда демек Ғаламның түрлі және әр ... ... бәрі бір ... ... бола алмақ емес, олар әр түрлі кезеңдерде ... және ... ... ... ... ... саналатын белгілі өзіндік ғұмыр жасы бар. Сондықтан Ғаламдағы ... ... ... мен ... ... ... ... ететін нақты мәселе. Бұл міндеттер астрономиялық бақылаулар мен олардың теориялық түсіндірулеріне негізделген ғылыми болжамдарды талдау жолымен және жаратылыстанудың барлық саласындағы ... ... ... жүзеге асырылады.
Сондықтан ғылыми жұмыста астрономияның зерттеу объектілерінің бірі болып ... ... ішкі ... мен ... ... ... және даму мәселелері қарастырылады.
Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда болуы, дамуы ... ... ... ... мен ... есептеулер және болжамдар нәтижелерін зерттеу.
Қазіргі кезде жұлдыздардың тек сыртқы қабатын тікелей ... ғана ... ... ... массасын, радиусын, жарықтылығын, эффективтік температурасын және химиялық құрамын анықтауға болады. Осы мәліметтер ... ... ішкі ... мен ... ... қарастыратын мәселелер жұлдыз ішіндегі қысымның, тығыздықтың, температураның және химиялық ... ... ... энергия көзі табиғатын анықтау, оның жұлдыз бетіне тасымалдану процесі және жұлдыздардың әр түрлі даму кезеңдері болып табылады.
Жұмыстың маңыздылығы - ... ... ... ... ... ... геология жетістіктеріне сүйене отырып, осы ғылым салаларының алдына жаңа мәселелер қоя отырып, ... ... және ... ... ... құрылысы, оның дамуы және келешегі туралы дұрыс көзқарасы қалыптасуына ықпал етеді. Жұмыс екі негізгі ... ... ... ... ... ішкі құрылысы, яғни жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар, жұлдыздардағы энергия тасымалы, жұлдыздар құрылысы модельдері, ал екінші бөлімінде жұлдыздардың ... ... мен ... ... ... қарастырылды. Жұмыстың зерттеу бөлімінде жұлдыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасы анықталды.
1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ
+ Жұлдыздар қойнауындағы ... ... ... бойы ... ... ... олардан орасан зор мөлшерде энергия бөлінетіндігінен қазіргі заманғы физика жұлдыздардағы энергияның мүмкін болатын екі көзі бар ... ... ... ... ... ... ... сығылу және нәтижесінде жеңіл элементтер ядросынан ауырырақ элементтер түзілетін және үлкен энергия бөлінетін: термоядролық реакциялар.
Гравитациялық ... ... ... ... ... ... тек 30 млн.жыл уақыт ұстап тұруға ғана жеткілікті, ал геологиялық және басқада мәліметтер Күн миллиардтаған жылдар бойы жарқырап ... ... ... ... тек өте жас жұлдыздар үшін энергия көзі болуы мүмкін (мысалы, ... ... ... жағынан термоядролық реакциялар жеткілікті жылдамдықпен тек жұлдыздар бетінің температурасынан мың есе үлкен температураларда ғана ... Күн үшін ... ... ... ... мөлшері бөлінетіндей температура әртүрлі есептеулер бойынша 12*106 - 15*106 К ... ... ... 107 К ... ... және өте ... ... газ миллиардтаған атмосфералық қысымға ие болады. Бұндай жағдайларда жұлдыздар стационар ... тек оның ... ... ... ішкі ... ... күші ... теңгерілгенде ғана бола алады. Мұндай күй гидростатикалық тепе - теңдік деп аталады. Сондықтан ... ... ... гидростатикалық тепе - тең күйдегі газ шар, дәлірек айтқанда плазмалық шар. Бұл жұлдыздың центрінен кез - ... ... ... күші ... ... күшімен теңгерілетіндігін көрсетеді және бұндай шартты мына түрде жазуға болады:
(1.1)
Мұндағы:
- радиусы r тең сфера ішіндегі масса , ρ(r)- центрден r ... ... ... ρ=, , M(r) ≈M , r≈R деп алып және ... - ... ... ... отырып жұлдыздың центріндегі Рс қысым мен Тс температураны есептеуге болады. Егер жұлдыздың ... ... ... бір ... артатын болса , онда оның қойнауында қысым артуынан жұлдыз ұлғаюы керек. Ұлғаятын жұлдыз бетінде ... күші ... ... ... ... ауырлық күші арақашықтық квадратына кері пропорционал болғандықтан) ауырлық күші жұлдыздың ұлғаюын жоя алмайды. Бұдан үлкен температураларда гидростатикалық тепе-теңдік ... үшін ... ... кіші ... керек. Қойнауындағы белгілі бір химиялық құрамы мен температурасында жұлдыздың ... ... ... ... ... ... жұлдыздың центріндегі температура жұлдыздың массасына М, оның R радиусына қатынасына пропорционал, яғни Т~ . ... ... ішкі ... ... ... Күн ... ... (1/2) М0 тең екі бөліктен тұрады делік. Олардың массалар центрі R0-ге тең ... ... ... Екі ... ... тартылыс күші:
Бөліктер шекарасындағы қысым
Бұл қысым газ қысымымен теңгеріледі :
Мұндағы А - ... газ ... ... ... ... мен ... арасындағы байлынысты аламыз:
Күн үшін , Т = 4,6*106К
Күн центріндегі температура үшін
(1.2)
ТС = ... яғни ... ... 3 есе ... формуласына жұлдыздардың массасы мен радиусы арасындағы статистикалық байланыс формуласын қойып, жұлдыздардың центріндегі температураның оның массасы мен ... ... ... ... ... = 14*10[6] (1.3)
Күн типтес жұлдыздар қойнауында ... ... ... гидростатикалық тепе - теңдігі мен тағы да бір ерекшелігіне байланысты. Жұлдыздарды қыздыру үшін оған әсер ... жылу ... ... ... одан жылу алу ... ... егер ... энергиясын сыртқа беретін болса, онда оның температурасы мен қысымы азаяды. Ауырлық күші ішкі қысыммен теңгерілмейді де жұлдызды ... және ... ... жұмыс жасайды. Сығылу кезінде ауырлық күші сыртқа берілетін энергиядан екі есе артық, яғни жұлдыздың ... ... газ ... жылулық қозғалысы энергиясынан екі есе үлкен, сондықтан энергия жоғалтатын болғанымен энергия қызады. Керісінше тепе - теңдік күйдегі жұлдызға ... жылу ... ... онда ол ... да ... күшіне қарсы жұмыс істеп суынады. Бұл қорытындылар кейде былай айтылады: гүидростатикалық тепе - теңдікте тұрған жұлдыздар теріс жылу ... ие ... ... күйі тек ... тепе - ... ғана сипатталмайды, сонымен бірге жылулық тепе - теңдікпен де сипатталады. Жылулық тепе - теңдік ... ... ... ... ... ... ... энергияның жұлдыз бетіне қарай жылулық берілу процесі және энергияның жұлдыз бетінен сәулелену процесі баланста болды. Жылулық тепе - ... ... ... ... ... ... энергия мөлшері ядролық реакция интенсивтілігіне тәуелді болуы керек тәрізді. Бірақ теория жұлдыздардың ... ... ... ... ... емес және ... жылу берілу заңымен анықталатындығын көрсетеді. Бұл жерде де гидростатикалық тепе - теңдіктің ғажайыптарының бірі байқалады. Егер жылу ... жылу ... ... ... ... онда ... сығыла бастайды да қызады. Бұл ядролық реакцияны үдетеді де қайтадан жылулық баланс орнайды. Бұндай жағдайда жұлдыз ... ... - өзі ... жүйе ... ... Жұлдыздардағы энергия тасымалы
Жұлдыздар қайнауындағы температура миллиондаған градусқа жетеді, ал оның бетінің температурасы одан мың есе аз. Температуралар айырмасының болуы ... ... ... ... ... жылу ... ... Жұлдыздарда энергия ағыны миллиондаған тіпті миллиардтаған жылдар бойы жұлдыз энергиясының ... көзі ... ... ... ... есебінен болады.
Жұлдыздарда энергия тасымалы екі жолмен болуы мүмкін - сәуле шығару немесе конвенция. Осы ... ... ... ... ... арқылы тасымалданады және сәулелік тепе-теңдік болсын деп есептейік, яғни ... ... ... қанша энергия жұтылса ол сонша сәуле шығарады. Егер энергия жұлдыздың ең терең ішкі ... ... ... онда ... r ... бетінен толық сәуле ағыны, яғни жұлдыздың жарқырауы L(r) тұрақты болады. Радиусы r сфераның бірлік ... ... ... энергияны F= арқылы белгілейміз.
æ - заттың бірлік массасына есептелген жұтылу коэффициенті (мөлдір еместік), ал dr - ... ... ... ... Онда берілген масса элементінде жұтылған энергия ædr тең.Оны жарық с жылдамдығына бөліп, затқа бір секундта сәуле арқылы берілген импульс ... ... Бұл ... ... ... ... () әсер ететін жарық қысым күшінің айырмасына, яғни ... ... ... ... ... ... ... қысым күшін айырмасымен теңестіріп
(1.4)теңдеуін аламыз.
таңбасы, жұлдыздың центрінен арақашықтығы артқан сайын
(1.5)
Формуласымен анықталатын сәулелік қысымның кемитіндігін ... ... ... ... тепе-теңдікте тұрған жұлдыздың центрінен бір метрге жылжығандағы температура өзгерісін анықтайтын теңдеу аламыз:
(1.6)
Энергия босатылуы жұлдыз центрі аймағында ... ал ... ішкі ... ... r = 0 ... басталады. Сондықтан жұлдыз центрінде жарқырау L(0) = 0, ал оның энергия ... ... өсуі ... ... ... бір ... ... энергия мөлшерін (r) арқылы белгілейміз. Олай болса жұлдыздың центрінен r қашықтықтағы қалыңдығы dr қабаттағы энергия көздері есебінен жарқыраудың өсімі ... ... ... ... ... есептеу бойынша
4r2(r) ... (1.6) және (1.7) ... ... егер ... ... æ мен ... ... қуатының тығыздық пен температураға тәуелділігі белгілі болса, жұлдыздың центрінен оның бетіне қарай қысым, тығыздық және ... ... ... ... ... ... бұл ... жұлдыздың құрылысы қандай деген сұраққа бірмәнді жауап алуға болады. Бұл теңдеулер жұлдыздың ішкі құрылысы теориясының негізгі қатыстары ... ... ... ... ... ... ... (1) толық қысым алынатындығын айта кету керек.Толық қысым Рg газ қысымы мен Pr сәулелік қысым қосындысына тең: ... ... ... шарты оның барлық қабаттарда орындалмайды. Ондай қабаттарға жұлдыздың ішкі аймақтарынан келетін жылудың ... ... ... ... оны ... ... ... Мысалға, мұндай жағдайлар жұтылу коэффициенті күрт артатын ... ... ... ... ... жылу ... күрт артатын аймақтарда болуы мүмкін. Мұндай жағдайларда энергия тасымалдануының тиімдірек механизмі конвекция ... ... ... ... ... ... (1.1) ... тепе-теңдік теңдеуін (1.6) ,(1.7) теңдеулерімен бірге шешуге негізделген. Бұл өте қиын мәселе, ... ... - ... машинамен жүргізіледі.Дегенмен көптеген астрофизиктер ойынша теория әлі де болса бақылаулардан қалып ... ... ... ... әдістемесіне тоқталалық. Алдымен мұндай есептеулер үшін температура мен тығыздықтың үлкен интервалдары үшін мөлдір еместік коэффициентінің ... ... ... ... ... ... молекулалық массасы температура мен тығыздыққа байланысты энергия бөліну жылдамдығы формуласы ... ... ... дифференциалды теңдеулер жүйесі жұлдыз бетінде температура мен қысым нөлге тең және ... r =0 ... ... мен ... ... тең ... ... шешіледі.
Есептеу жұлдыз центрінен және жұлдыз бетінен бірмезгілде центрден қандайда бір ... ... ... ... Бұл ... және келгендегі газдың барлық параметрлері бірдей мәнді ... ... Бұл ... ... ... ... ... Сондықтан есептеу жұлдыз центріндегі температура мен қысымды іріктеуге сәйкес бірнеше рет жүргізіледі. Бұл ... тігу ... деп ... ... ... ... ... қолданылады. Мұнда жұлдыз әрқайсысында газ параметрлері тұрақты деп есептелінетін m сфералық қабаттарға бөлінеді. Одан кейін бастапқы дифференциалдық теңдеулер жүйесі ... және і-ші ... ... ... ... жазылады. Сонымен 4 дифференциалдық теңдеудегі 4m белгісізді кәдімгі алгебралық теңдеулер алынады.
Есептеулер нәтижесінде жұлдыздың ... ... - M,R және L ... ... ала ... ... қойнауындағы қысымның, тығыздықтың және температураның таралуы анықталады. Есептеулер ... ... ... орналасқан жұлдыздар (1-сурет) өздерінің құрылыстарымен өзгеше екендігін көрсетеді.
1-сурет
Спектр - ... ... ... ... ... ... Бұл массасы Күндікінен үлкен ыстық жұлдыздар. Сондықтан ... ... ... мен ... ... ... класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия ... ... ... ... ... болады. Нәтижесінде олардың жарқырауы да үлкен, сондықтан олар тезірек дамиды. Бұдан бас жұлдыздар ... ... деп ... ... ... энергия бөліну темпертураның жоғары дәрежесіне (Т20) пропорционал, ал сәулелену ағыны Стефан-Больцман заңына сәйкес Т4 ... ... ... ... ... ... ... болатын энергияны жұлдыз қойнауынан шығаруға қабілетсіз болады (2-сурет). Массасы 10 Күн массасындай ... ... үшін ... ... ... ... төрттен бір радиусын () құрайды, ал центрде тығыздық орташа тығыздықтан 25 есе ... (=25). ... ... ... ... қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады.
Бас тізбектің төменгі бөлігі жұлдыздары. Бас тізбектің төменгі бөлігі жұлдыздары өздерінің құрылысы бойынша Күнге ... ... - ... ... ... ... бөліну қуатының температураға тәуелділігі, центрінде конвекция пайда болмайтын және ядросы сәулелік болатын ... ... ... болады. Бірақ суығырақ сыртқы қабаттың күшті мөлдір еместігінен бас ... ... ... ... сыртқы
конвективтік қабықша пайда болады (2- сурет). Жұлдыз суық болған сайын конвективтік араласу ... ... ... ... ауыр ... ... ерекшеленеді. Жұлдыз затының мөлдір еместігі ауыр элементтер ... ... ... күшті иондалған плазмада барлық жеңіл элементтер толығымен ... ... ... жұта ... ... ... ... электрондарының бір бөлігін сақтап қалған, йондалған ауыр элементтермен болады. Субергежейлілер ... ... ерте ... әлі жұлдыз қойнауында болмаған элементтерге кедей.
5-сурет
Ақ ергежейлі
4-сурет
Күн
3-сурет
Бас тізбектің төменгі бөлігі
2-сурет
Бас тізбектің ... ... ... ... ... ... ... субергежейлілер заттарының бас тізбектері жұлдыздарымен салыстырғанда мөлдірліктері үлкен, ол ... ... ... ... ... ... жеңілдетеді.
Қызыл алыптар өте біртекті емес құрылымды. Егер бас тізбек жұлдыздары құрылымы уақытқа байланысты қалай өзгеру керектігін қарастырсақ осындай ... оңай ... ... ... ... ... сутегінің жану барысында энергия бөліну аймағы біртіндеп шеткі қабаттарға ығысады . нәтижесінде тек сутегілік реакция ғана ... ... жұқа ... ... ... ... ... Ол жұлдызды әртүрлі екі бөлікке бөледі: ішкі сутегі жоқ деуге боларлық ядро, онда ... ... онда ... ... ... және ... болғанымен қысым мен темпертурасы реакция жүруге жеткіліксіз сыртқы қабат. Бастапқы кезде энергия бөліну қабатында қысым ... ... ... ... ... ... да гравитациялық энергия бөлініп қызады. Мұндай сығылу газ азғындалған болғанша жалғасады. әрі қарай сығылуды ... ... ... ... ... орасан зор артуымен қамтамасыз етіледі. Есептеулер массасы 1,3М0 ... ... ... ... гелийге айналған, негізінен гелийден тұратын ядро пайда болатынын көрсетеді.
Гелийлік ядро темпертурасы келесі мүмкін болатын гелийдің көміртегіге ... ... ... ... ... ... ядро ... ядролық көзінен айырылған және изотермалық. Онда барлық жұлдыз массасының төрттен бірі ... ... оның ... ... ие. Мұндай ядро центрінде тығыздық 350жетеді. Гелийлік ядро тура сондай аралыққа созылған, энергия бөлінетін қабықшамен қоршалған (2-сурет). Одан ... ... 0,1 ... ... ... басталады. Жуықтап 70 (массасы бойынша) 0,9 радиусты құрайтын жұлдыздың сыртқы қабатты қызыл алыптың ... ... ... ... ергежейлілер. Жоғарыда қарастырылған қызыл алыптардың маңызды ерекшелігі оның қойнауында изотермалық ядроның пайда болуы. Бұл ... ... ... ... ... ... кішкенелігімен (10-2-10-3R0 ) диаграммасында төменгі сол ұсақ бұрышта орналасуы керек. Диаграммадан көріп ... ол ... ақ ... ... ... аса тығыз, термоядролық реакцияның сутегілік көздерін тауысқан, азғындалған жұлдыздар. Ақ ергежейлілер центрінде тығыздық бір куб сантиметрге ... ... ... ... Ақ ... массасы артқан сайын оның қойнауындағы газ қысымы азғындалған газ қысымынан ... ... ... ... ... ... беруі қажет.
Сондықтан үлкенірек массалы ақ ергежейлілер күшті сығылған және олар үшін ... ... оның ... ... тәуелділігі орын алады. Бірақ массаның белгілі бір мәнінде азғындалған газ қысымы ... ... ... ... ... ... шексіз сығылуы мүмкін. Массалары жуықтап алғанда 2-3М0 артық болғанда коллаж болуы сөзсіз. Коллаж М >1.2М0 ... ... ... еді, егер ... күш ... ... ... төтеп бере алатындай болғанда, жұлдыз нейтрондық жұлдызға айналмайтын болғанда. Шындығында мұндай жағдай болуы үшін алдымен жұлдызда ядролық жарылыс ... ... ... ... жаңа ... жаңа ... ... жарқырап байқалады,нәтижесінде мүмкіндігінше ядролық энергия бөлініп, зат нейтрондарға айналады. 2 - 3М0 үлкен массаларда азғындалған газ қысымы ... ... бере ... ... ... ... жұлдыздың сығылуын ештеңе тоқтата алмайды. Мұндай жағдайда параболалық жылдамдық жарық жылдамдығынан ... ... яғни ... айтқанда тіпті жарық кванты да жұлдыздан шығып кете алмайды. Мұндай күйін қара құрдым деп атайды.
2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ
2.1. ... ... ... гравитациялық сығылу кезеңі
Соңғы жүз жылдық уақытта астрономдар көбінесе жұлдыздар ауырлық күші әсерімен сығылатын газ бұлттардан ... ... деп ... ... ... ... сығылу кезінде босанатын гравитациялық энергияның бір бөлігі сәулеленеді, ал екінші бөлігі жұлдызды қыздыруға ... ... ... ... ... 8*106К ... ... атомы ядросы - протондар - өте жылдам қозғалатындығы соншалықты, ... ... Одан әрі ... циклімен, яғни сутегінің гелийге айналуымен жалғасады.
Термоядролық энергия бөлінуі жұлдыздың терең ... ... одан әрі ... ... Газ ... өте артады да газдың одан әрі сығылуы тоқтайды. Міне осы кез жұлдыздың бас ... шығу ... ... процессі кезінде жұлдыздың радиусының беті температурасының және жарқырауының өзгерісі электронды есептегіш машина көмегімен есептелінеді.
Өткен ғасырдың 50-ші ... ... ... ... ... диаграммасында оның оң жақ төменгі бұрышынан басталып, бас ... ... ... ... ... және ... арта беретіндігін сипаттайды және де бұл жерде жұлдыздың гравитациялық ... ... ... тасымалдану тек сәуле шығарумен ғана жүзеге асады деп есептелінген.
1961ж Ч. Хаяши (Жапония) сығылушы протожұлдыздарда энергия сәуле шығарумен ... ... ... ... көрсетті. Осыны өзгерту протожұлдыздардың даму жолының сипатын, яғни бас тізбекке шығу бағытын елеулі өзгертті. Содан кейінгі зерттеулер осы схемаға ... ... ... ... ... Қазіргі кезде Күн тәрізді жұлдыздардың түзілу процессі 1980 ж. С. Шталер, Ф. Шу және Р. Таам ... ... ... ... ... ... газ - шаң ... бастапқы температурасы 50К , тығыздығы 10-20 жуық және сәулеленуге мөлдір. Бастапқыда бұлттың ... ... ... түсу ... ... ал ... уақыты
формуласымен анықталады.
Ал протожұлдыздың радиусы екі есе кемитін уақыт,
Бұлттың сығылу уақытын бағалауда негізгі роль атқаратын тығыздықтың бастапқы мәні, ал одан әрі ... ... ... ... ... ... ... аймағының орташа тығыздығы болғанда жыл.
Бұлттың сығылу процесінде оның орталық бөлігінің тығыздығы мен температурасы жылдамырақ ... ... ... оған ... ... жұқа қабатпен қоршалған (шөгу аймағы), ядросы түзіледі (3- ... ... ... ... ... түсетін заттардың күрт тоқтатылуы мен қызуы болатын ... ... ... ... ... радиусы 1017 см бұлттың тасқынды фрактының радиусысм-ге жуық. Есептеулерден протожұлдыз ядросы массасы жылына жылдамдықпен артатындығы анықталған. Ақырында ... ... ... 1000 ... соң оның ... 0,01М, ал радиусы - 3,45 болады.
Ядроның массасы артуымен оның температурасы бірте - ... өсе ... ... ... 20000 ... ... ... 106 К асады. Осы кезден бастап ядрода дейтрийдің , яғни оның гелийге айналуы басталады.
7- сурет
Басталатын энергия ядроның сыртқы ... ... ... ... ... ... қалыптаса бастағаннан 50000 жылдан кейін, массасы құрайтын жұлдыздың орталық бөлігінен ... ... ... ... ... қамтиды.
Тасқын толқынының дәл фронтында газдың фотосфера түзіледі. Бірақ оның сәулеленуі тығыз газ - шаң қабықшамен ... да, ... үдей ... цетріне түседі. Газдың фотосфераның сәуле шығаруының әсерімен центрден жуықтап 1013 см қашықтықта шаңды бұзу фронты түзіледі, оның ... ~ 2000К. ... ... қозғалатын қабықша ішкі жақтан келетін сәуле ағынымен жылынады да оның оның радиусы сыртқы шегі ... ... ... шығатын өзіндік бір шаңды фотосфера түзеді. Оның эффективтік температурасы ядро құрылғанна 1000 жыл ... соң - 116К, 100000 ... соң ... ... Күн ... ... ... 414К болады.
Массалары әртүрлі протожұлдыздар үшін оның параметрлерін есептеуді И. Ибен (АҚШ) жүргізген, оның нәтижелері (4- сурет) көрсетілген.
Жұлдыздардың массасы (М ... ... ... оң жағы да, ал сол ... ... сығылуы созылған және оның бас тізбекке шыққан уақыттары көрсетіген.
Жуықтап бұл уақыт мына формуламен анықталады. ... ... ... траекториясының нақты сипаты жоғарыда көрсетілгенен өзгеше болуы да мүмкін. Себебі барлық күндік энергияның конвекциямен тасымалын сипаттайтын ... ... - ... есептеулерде жұлдыздың даму жолдарына оның өз осінен айналуы, сонмен бірге бұлтқа кірісіп жатқан магнит өрісінің қалай әсер ... ... ... ... ... ... ... бақыланып отырған көптеген инфрақызыл және лазерлік көздердің біздің көз алдымызда туындап жатқан жұлдыздар екендігін толық сеніммен тұжырымдауға мүмкіндік береді.
Жұлдыздар түзіліп ... ... ... шоқжұлдызы мысал бола алады. Қазіргі кезде жүзден аса белгілі ... - Аро ... де ... ... ... өзіндік көрінісі.
+ Ядролық реакция негізінде дамуы.
Жұлдыздың одан әрі жаймен сығылуы оның ішкі температурасы сутегінің гелийге ... ... ... ... ... болғанша артқанға дейін жүреді. Осы кезде жұлдыз өзінің массасына сәйкес бас тізбектегі ... ... ... ... - ... ... бас ... әртүрлі массалы жұлдыздар өмірінің олардың қойнауындағы энергия сутегінің нәтижесінде бөлінуі кезеңіндегі орнын сипаттайтын ... ... ... сипаттайтын нүктелердің геометриялық орны.
Есептеулер протокүннің радиусы -дан -ға дейін сығылуы 20 млн. ... ... ... ... ... ... бас ... массалары кішілерге қарағанда тезірек дами жетеді. Массасы 0 протожұлдыз үшін жыл, ал 0 ... үшін жыл ... ... жұлдыздық өмірі ол сутегіні қабілетті болған ... ... бас ... ... олардың қойнауында ядролық жану заты - сутегі таусылғанша созылады. 1942ж. М. ... пен С. ... (АҚШ) ... бас ... оның центрінде массасы 10- 12% Күн массасындай гелийлік ядро түзілгенше болатынын анықтады. Жұлдыздың осындай Шенберг-Чандрасекар шегіне жету уақыты
формуласымен ... ... 0 ... бас ... ... миллион жыл тұрады , ал Күн сияқты 0 жұлдыздар 10 млрд. жыл 0 ... ... 100 млрд жыл ... .
Жұлдыздық центрінде сутегі таусылуына ... ... ... ... ... үздіксіз азая береді. Бұл жұлдыздың үздіксіз қайта ... ... яғни оның ... ... ... , ал қабықшасының созылуы арта береді. Және потенциалдық энергияның бір бөлігі жылуға кетеді де ... ... ... арта береді. Сутегіден гелийдің синтезделу ядролық ... ... ... ... ... ... қабатта жүреді. Сутегінің жануына қарай гелийлік ядро ... ... ... Бұл ... ... ... , ядроның одан әрі сығылуына және оның температурасының ... ... ... ... да ... ... ... сәуле шығару арқылы тасымалданып үлгерілмеді де ... ... ... ... мен ... онда ... ... элементтер синтезі термоядролық реакциясы басталғанша арта ... ... ... ... ... гелий атомының үш ядросы бірігуіне көміртегі атомы синтезделеді, содан ... ... ... ... неон және т.б. түзіледі. Бұндай жағдайда ядроның сығылуын тоқтататындай өте үлкен ... ... ... ... ... атом ядросы түзілгенше жүреді. Ауыр химиялық элементтер түзілуі энергия ... ... ... де ... суынуына әкеледі.
Ядрода сутегі жанып болғаннан кейін ... бас ... ... ... ... ... ... алыпқа немесе аса алып жұлдызға айналады .
Егер жұлдыз массасы М1,2М болса онда ... ... ... ... 100 млн., тіпті млрд. градустарға жетеді. Бұндай ... ... ... ... ... термоядролық реакция болуы мүмкін.
диаграммасында жұлдыз ядродағы ... ... ... ... ... қызыл алыпқа немесе аса ... ... оң жақ ... ... Егер ... ... 5М0 үлкен болса, сығылуға қарай ... ... 2·108 К арта ... онда ... жану ... ... Бұл ... жұлдыздың сыртқы қабатында қайта құрылу жүреді: қабықшадағы конвекция сөнеді де ... ... ... ... ... жұлдыз бірнеше жүз мың жылдар бойы горизонталь бағытта ... ... бас ... ... ... . ... гелий қоры бойына ядро сығыла бастайды да жұлдызда қайтадан күшті ... ... ... ... ... ... ... М1,2М0 болса, онда қойнауында тығыздық жеткеннен соң сығылу тоқталмайды. Ауырлық күшінің үлкендігі соншалықты ... ... газ ... сығылуына қарай ауыр элдементтерінің қарапайымырақ элементтерге ыдырауы және ... ... ... Жұлдыздардың алдыңғы даму кезеңдерінде пайда болған, атом ядросы құрылымына кіретін протондарақырында нейтрондарға айналады. Егер ядро массасы 3М кіші ... оның ... ... болғанда тоқтайды. Бұндай тығыздықта Паули тиым салуы ... ... ... ... ... одан әрі ... мүмкіндік бермейтін тебіліс күші әсер етеді. Бұндай жұлдызды ... ... ... ... ... ... ... жұлдыз өлшеміне дейін сығылуы жылдам болатындықтан сығылуға керегі ... күш ... Ал ядро ... төмен құлайтын қабық заттары соқтығысуы кезінде жоғары қарай ... ... ... ... ... ... Нәтижесінде жұлдыздың қабықшасын лақтыруы басталады да аса жаңа жарқырау сияқты байқалады.
Келтіріліп отырған жұлдыз дамуы теориясы шеңберінде нейтрондық жұлдыздарда үлкен магнит ... мен ... ... ... болжамданады. Бұлай болуы жұлдыздың сығылуы процесінде импульс моменті мен магнит ағынының сақталу заңдарынан. Егер жұлдыздың бастапқы параметрлері , және ... ... ... күн ... онда ... ... ... заңынан Ф нейтрондық жұлдыздың магнит өрісінің кернеулігі
ал импульстің моментінің сақталу заңынан айналыс периодының
екендігі ... ... деп ... Алайда аса жаңа жарылыс процесінде магнит ағыны мен импульс моментінің бір бөлігі қабықшамен жұлдыз аралық ортаға шығарылуы. ... ... ... жоғарыдағы алынған шамалар біршама өзгеруі мүмкін.
Массасы М>3М үлкен жұлдыздар дамуы ... оның ... қара ... пайда болады. Шындығында, егер радиусы Rg гравитациялық радиусқа ұмтылса, оның бетінде ауырлық күші шексіздікке дейін артады, сондықтан азғындалған нейтрондық газ ... оған ... тұра ... Нәтижесінде жұлдыз заты, радиусы Rg Шватцшильд сферасы астына кетеді.
Жұлдыздардың дамуымен химиялық элементтердің пайда ... ... ... ... ... Егер ... мен ... ұлғаюмен Әлем дамуының ерте кезеңінен қалған элементтер болса, онда ауыр элементтер тек ... ... ... реакциялар кезінде пайда болады. Жұлдыз дамуының соңында массасына байланысты не жарылады, немесе өз затын лақтырады. Сол себепті жұлдыз аралық ... ауыр ... ... ... ... ... заты ... да көбірек ауыр элементермен байытылған жұлдыздар түзілуі мүмкін. Мысалға Күн - бір кездері жұлдыз қойнауында ... және ауыр ... ... ... ... ... ... жұлдызы.
ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ
1. Абслолют жұлдыздық шама және ... ... ... ... біз ... ... Жерден байқалатын жарқырауы жөнінде айттық және оларды жұлдыздық шама ... ... ... ... ... деп жиі ... бұл жұлдыздық шамалар жұлдыздардың кеңістіктегі барынша әр түрлі ... ... ... ... ... ... шын ештеңе бермейді. Жұлдыздардың шын сәулесін немесе жарықтылығын білу үшін лабораториядағы физикалық екі ... ... ... ... ... ... ... не істейтінін қайталау қажет болады: ол оларды өлшеуіш құралдан (фотометрден) бірдей қашықтыққа орналастырып, оның көрсетуі бойынша бір ... ... ... ... есе ... ... ... еді.
Астрономдар жұлдыздарды Жерден бірдей қашықтыққа қоя алмайды, бірақ олар жұлдыздардың жұлдыздық шамаларын оларды қандай да бір ... ... ... ... ... ... қою ... есептеп шығара алады. Ондай белгілі қашықтыққа u0=10пк қабылданған, онық себебі мұнан ... үшін ... ... ... ... 10пк ... ... ие болған жұлдыздық шама абсолют жұлдыздық шама деп аталады, ол М әрпімен ... және ... ... ... мен парсекпен көрсетілген r жұлдыздың нақты қашықтығы бойынша есептеледі.
Көрінетін жұлдыздық шамасы деп өлшенген жұлдыздық r ... ... ... ... Е арқылы белгілейік, ал Е0 арқылы - оны абсолют жұлдыздық шамамен анықтайтын жұлдыздық r=10пк қашқтықтан жететін ... ... ... Погсон формуласы бойынша
Физика заңына сәйкес, бақылаушыға жететін сәуле қашықтық квадратына кері пропорционал, сондықтан
EE0=r20r2немесе
lgEE0=2lgr0-2lgr
бұдан
0,4M-m=2lgr0-2lgr.
Осы ... 0,4-ке ... және ... еске түсіре отырып, түпкілікті алатынымыз
M=m+5-5lgr ... r ... ... ... ... ... (5.1) ... r қашықтықты PI жылдық параллакспен алмастыра отырып мынаны табамыз:
M=m+5+5lgPI. ... ... бұл ... PI тек доғаның секундымен ғана койылады.
(5.1) және (5.2) формулалары бойынша көрінетін жұлдыздық шама ... m ... m, ... m, ... V,көк ... U) ... ... М абсолют жұлдыздық жүйе М есептеліп шығарылды, мұндағы М сол индекспен көрсетіледі.
Көрінетін және абсолют жұлдыздық шамалардың аралығындағы айырмашылық (m-M) қашықтық ... деп ... ... ол ... ... ... жоқ алыс жұлдыздар мен басқа аспан объектілеріне дейінгі қашықтықты есептеп шығаруға мүмкіндік берді. Мұндай ... ... ... шама M ... ... сипатты белгілер бойынша жуықтап анықталады және сонда көгеннен алынған қашықтық мына формуламен есептеледі:
lgr=0,2m-M+1 ... ... ... M ... ... оның көрінетін визуаль жұлдыздық шамасы m=-26,78m бойынша ... ... Күн мен ... ара ... r=a0=1а.б., ал (5.1) формула оған қашықтықты парсекпен (1пк=206 265 а.б.) қоюды талап етеді, онда Күнге дейінгі қашықтық r=1/260 265 пк және ... ... ... ... ... ... ... өрнекті пайдалана отырып, мынаны табамыз:
M=T+5+5lgPI=-26,78+5+5lg 206265=-21,78-5*5,314=+4,79m
Сондықтан, 10 пк қашықтықтан Күн 5m - жұлдыздық шамадағы көмескі жұлдыз ... ... ... көмескі жұлдыздар бүкіл аспан бойында толып жатыр, ал оның ішінде Күн өзінің ерекшелегін байқата алмай жоғалып кетер еді.
Абсолют жұлдыздық шама ... ... яғни ... Күнмен салыстырғандағы сәуле шашу қуатын есептеп шығаруға мүмкіндік береді. Жұлдыздың ... шашу ... І ... ал Күннің сәуле шашу қуатын І0 арқылы белгілей отырып, жұлдыздың жарқырауын
L=I:I0 деп ... және ... ... ... ... ... ... (M1-M2) ... M1-M ... ... ... M1 және M2 екі ... ... мына теңдеуден табу оңай:
lgL1L2=0,4 M1-M2 ... ... ... ... мен ... ... ... Темірқазықтың және аспанның оңтүстік жарты шарындағы шоқ жұлдыздың айтарлықтай жақын жұлдызы - Үндістегі Ɛ ... ... ... мен жарықтылығының қатынасын салыстырарлық.
Күннің көрінетін жұлдыздық шамасы m=-26,78 m және абсолют жұлдыздық ... m ... ... ... көрінетін жұлдыздық шама m1=2,14 m жылдық параллакс PI1=0б005״ Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E:E1)=0,4(m1-m)=0,4(2,14+26,78)=11,568және E/E1=370*109, яғни Күн ... ... есе ... ... ... мен ... жарқырауын салыстыру: жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=2,14+5+5lg 0,005=7,14-5*2,30=-4,36m,
lgL1=0,4(M-M1)=0,4(4,79+4,36)=3,66 және жарқырауы. L1=4570, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 4579 есе ... ... ... Е ... ... PI2=0,285m
lg(E/E2)=0,4(m2-m)=0,4(4,73+26,78)=12,604 және E/E2=4,02*1012, яғни Күн жұлдыздардан 4 биллион есе жарық болып көрінеді!
M2=m2+5+5lgPI2=4,73+5+5lg 0,285=9,73-5*0,545=7,00m
lgL2=0,4(M-M2)=0,4(4,79-7,00)=-0,884=-1,116 және L2=0,13, яғни шын мәнінде ... ... 8 ... аз ... шашады.
Осы жұлдыздардың жалтырау айырмашылықтары:
lg(E1:E2)=0,4(m2-m1)=0,4(4,73-2,14)=1,036 және Е1/Е2=11, яғни ... ... Ɛ-ға ... 11 есе жарық тәрізді.
Жұлдыздар жарықтылығының қатынастары:
lgL1/L2=0,4(M2-M1)=0,4(7,00+4,36)=4,544 және L1/L2=35000 яғни шын мәнінде Темірқазық Үндістегі Ɛ жұлдызынан 35мың есе жарық!
3)Альдебаран көрінетін ... шама ... ... ... ... Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,048+26,78)=10,7312 және lgE0/E1=540*109, яғни Күн жұлдыздан 540млрд есе жарық болып көрінеді!
Күн мен жұлдыздардың ... ... ... ... ... шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,048+5+5lg0,85=5,048-0,35=4,698m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+4,698)=3,7584 және жарқырауы L1=4570, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 5733 есе күшті ... ... ... ... шама m1=0,028m жылдық параллакс PI1=1,65״ Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,028+26,78)=10,7232 және lgE0/E1=530*109, яғни Күн ... ... есе ... ... көрінеді!
Күн мен жұлдыздардың жарқырауын салыстыру: жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,028+5+5lg1,65=5,028-1,05=3,978m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+3,978)=3,5072 және ... L1=3215, яғни шын ... ... ... 3215 есе ... ... шашады.
5)Гиадум I көрінетін жұлдыздық шама m1=0,028m жылдық параллакс PI1=3,65״ Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,028+26,78)=10,7232 және lgE0/E1=530*109, яғни Күн ... ... есе ... ... ... мен ... жарқырауын салыстыру: жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,028+5+5lg3,65=5,028-2,9=2,128m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+2,128)=6,918 және жарқырауы L1=8279, яғни шын ... ... ... 8279 есе ... ... ... II көрінетін жұлдыздық шама m1=0,021m жылдық параллакс ... Күн мен ... ... ... ... және lgE0/E1=525*109, яғни Күн жұлдыздан 525млрд есе жарық болып ... мен ... ... ... жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,021+5+5lg3,76=5,021*2,9=2,121m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+2,121)=2,7644 және жарқырауы L1=581, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 581 есе күшті ... ... ... ... шама ... ... ... PI1=2,87״ Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,008+26,78)=10,7152 және lgE0/E1=520*109, яғни Күн жұлдыздан 520млрд есе ... ... ... мен ... ... салыстыру: жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,008+5+5lg2,87=5,008-2,28=2,71m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+2,71)=3 және жарқырауы L1=1000, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 581 есе күшті ... ... ... ... шама ... ... ... PI1=3,53״ Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,020+26,78)=10,72 және lgE0/E1=525*109, яғни Күн жұлдыздан 520млрд есе жарық ... ... мен ... ... салыстыру: жұлдыздардың абсолют жұлдыздық шамалары
M1=m1+5+5lgPI=0,020+5+5lg2,87=5,020-2,73=2,29m,
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+2,29)=2,832 және жарқырауы L1=679, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 679 есе күшті сәуле шашады.
9)Аль-Хекка көрінетін ... шама ... ... ... ... Күн мен жұлдыздар жарқырауын салыстыру
(E0:E1)=0,4(M1-m)=0,4(0,008+26,78)=10,7152 және lgE0/E1=520*109, яғни Күн жұлдыздан 520млрд есе жарық болып көрінеді!
Күн мен жұлдыздардың ... ... ... ... ... ...
lgL1=0,4(M1-m)=0,4(4,79+2,628)=2,9672 және жарқырауы L1=927, яғни шын мәнінде жұлдыз Күннен 927 есе ... ... ... біз ... көру мен нақтылықтың арасында айырмашылық болатынына тағы да көз ... Осы ... ... көрсетілген басқа жұлдыздарға да қолданып көруге болады. Ең жарық жұлдыздардың жылтылы мен жарықтылығының қатынасы 1- кестеде көрсетілген.
1-кесте
Р/с
Жұлдыз атауы
Көрінетін жұлдыздық ... ... ... ... ... ... ... есе
4
Нат
0,028"
1,65m
530*109
3215 есе
5
Гиадум I
0,028"
3,65m
530*109
8279 есе
6
Гиадум II
0,021"
3,76m
525*109
581 есе
7
Альциона
0,008"
2,87m
520*109
1000 есе
8
Аин
0,020"
3,53m
525*109
679 есе
9
Аль-Хекка
0,008"
3,00m
520*109
927 ... ... ... ... ... рет 1905 жылы дат астрономы Э. Герцшпрунг (1873-1967) анықтады. Бүгінде жұлдыздарды олардың ... ... аса алып және ... деп топтастырады. Аса алып жұлдыздар Күннен мыңдаған, ондаған мың және жүздеген мың есе алып жұлдыздар - жүздеген есе ... ... ... ал ергежейлі жұлдыздардікі Күнмен барабар және онан жүздеген мың есеге дейін төмен.
Жарқырауы жоғары аса алып жұлдыздардың бірі ... ... ... ... ... көгілдір ақ түсті S1 жұлдызы болып табылады, оның жарқырауы 4,9m-ге тең, ал оның абсолют жұлдыздық шамасы M=-9,4m, яғни шын мәнінде ол ... 480 мың ... ... Күн сары ... ... жұлдыздарға жатады. Белгілі ең әлсіз, абсолют жұлдыздық шамалары M=19m ... ... ... ... ... 580 мың есе аз ... ... Бұдан әрі қарай оқып білетініміздей, көлемдері жағынан аса алып жұлдыздар Күннен үлкен, ал ергежейлі жұлдыздар - оған ... және одан ... ... есе кіші ... ... ... аса алыптар мен алыптарға қарағанда әлдеқайда көп, ... ... ... ... ... ... ол ... көлемді және орташа жарық жұлдыз болып табылады.
Енді жұлдыз ... ... ғана ... ... ... ... да ... атап айтамыз. Жұлдыздардың өлшемдері бірдей болған жағдайда фотосфера температурасы неғұрлым жоғары болса, жарқырауы соғұрлым ... және ... ... де оның ... ... ... дамуы- жұлдыздардың физикалық сипаттамаларының, ішкі құрылысының және химиялық құрамының ... ... ... ... ... ... ішкі ... пайда болуы мен дамуын қарастыра келіп мынадай қорытынды жасалынды:
* Жұлдыздардағы энергияның көзі сутегіден гелийдің синтезделуі термоядролық ...
* ... ... ... ... сипаттамалары мен физикалық заңдылықтары білімдеріне сүйене отырып жұлдыздардың және Күннің ішкі құрылысы модельдері жасалынған кәдімгі жұлдыздарда тепе-теңдік гравитациялық күш плазманың ішкі ... күші ... ... ... Жұлдыздар дамуының ешбір қайшылықсыз бейнесі жасалынған. Тұмандықтар түрінде ... ... ... күші ... шар тәрізді бөліктер пайда болады. Бұл шар бірте-бірте айналып тығыздалып қызады да протожұлдыз түзеді. Температура 106 К жеткенде одан әрі ... ... ... реакция басталады да прото жұлдызға айналады.
* Герцшпрунг-Рессел диаграммасы бойымен сырғымалы жұлдыздың даму жолы құрылып, массаға тәуелді жұлдыз эволюциясы ... және ... ... 1.2 М0 жұлдыздардың центірінде сутегі жанып біткен соң мұндай жұлдыздарда гелийден тұратын ядро ... ... ... реакция оны қоршаған қабықшаға ауысады. Сыртқы қабықша ... ... де ... ... ... ... Оның ... бірте-бірте кеңістікке таралып, ыстық ядросы ақ ергежейліге айналады. Үлкен жұлдыздар- аса ... 109 ... ... ... Олардың қойнауындағы температура Күндікінен көп үлкен, онда көптен химиялық элементтер түзілетін әртүлі термоядролық реакциялар жүреді. Массасы M < 2M0 жұлдыздар үшін ... олар ... ... кезеңінде орнықтылығын жоғалтып аса жаңа жұлдыздар сияқты жарылысқа ұшыраған, кеңістікті ауыр химиялық элементтермен байытады да, содан кейін нейтралдық ... ... ... ... ... соңғы кезеңдегі тағдыры кванттық теория мен жалпы салыстырмалы теорияны ескеру арқылы құрастырылған.
* Жұлдыздар дамуының қазіргі заманғы теориясы- ... ... ... ... түсіндіруге қабілетті және бақылау мәліметтерімен қанағаттандырарлықтан сапалық және сандық сәйкестікте. ... ... ... ... болу ... және аса жаңа жұлдыздар жарылысындағыдай өте жылдам даму кезеңінде ерекше маңызды роль ... ... ... мен ... ... әсерін ескеру қажет.
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР
* Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.Наука. 1967г.528с.
* Бакулин П. И. и др. Курс ... ... М. ... 1977 г. ... ... С. А. ... звезд. 3 - издательство, М. Наука. 1977 г.
* Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М. ... 1973 ... ... М. М. ... М. ... 1983 г. 384 ... ... И. С. Звезды. Их рождение, жизньи смерть. М. Наука. 1984 г.
* Зельдович Я. Б ., Новиков. И. Д. Происхождение и ... ... и ... М. ... 1976 г.
* Физика космоса: Мальенкая энциклопедия. М. Советская энциклопедия . 1986 г. 783 г.
* Климишин И. А. Астрономия наших ... М. ... 1986 г. 560 ... ... М. ... В. М. ... М.Просвещение.1999 г.192 с.
* Дубнищева Г. Я. Концепций современного естествознания. ... ... ... 2000 г. 832 ... Клищенко А. П., Шупляк В. И. Астрономия. М. Наука. Новое знание. 2004 г. 224 с.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Көлемі: 26 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 700 теңге









Ұқсас жұмыстар
Тақырыб Бет саны
Айнымалы жұлдыздардың классификация күйлері30 бет
Аспан әлеміндегі ең көп таралған объектілер - жұлдыздардың эволюциясы10 бет
Жұлдыздардың аспан сферасындағы орналасуын бұрмалайтын эффектілер9 бет
Астрофизикада бақыланатын сызықтар6 бет
Қалыпты жұлдыздар6 бет
«Айнымалы жұлдыздар үшін информация мен энтропия қатынасын анықтау»48 бет
Ірі қара малына қойылған негізгі ветеринарлық санитарлық талаптар21 бет
Ірі қараға арналған қорпа-жайға қойылатын санитариялық-гигиеналық талаптар18 бет
Астрономия4 бет
Астрономияның қазақстанда даму жолы48 бет


+ тегін презентациялар
Пәндер
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить


Зарабатывайте вместе с нами

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Сіз үшін аптасына 5 күн жұмыс істейміз.
Жұмыс уақыты 09:00 - 18:00

Мы работаем для Вас 5 дней в неделю.
Время работы 09:00 - 18:00

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь