Астрофотометрия элементтері. Жұлдыздық шамалар

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 9 бет
Таңдаулыға:

Астрофотометрия элементтері. Жұлдыздық шамалар.

Астрофотометрия . Астрофизиканың маңызды тәсілдерінің бірі - астрофотометрия, яғни аспан шырақтарының шығаратын сәулелерін (радиациясын) өлшеу. Осы мақсат үшін қолданылатын құралдарды фотометрлер дейді. Фотометрлердің сәулені қабылдайтын негізгі бөліктері: фотопластинка, фотоэлемент, термоэлемент, болометр.

Сәуле қабылдағыштың бір түрі өзіміздің көзіміз. Көз, фотопластинка, фотоэлемент жиілігі әртүрлі сәулелерді бірдей сезбей, тек оларды екшеп, сезеді. Көз өте-мөте сары (толқын ұзындығы 0, 55 микрон) сәулелерді жақсы сезеді. Кәдімгі фотопластинка өте-мөте күлгін (толқын ұзындығы 0, 45 микрон) сәулелерді сезгіш. Бірақ осы кезде, көз атымен сезбейтін инфрақызыл сәулелерді сезетін пластинкалар бар. Ал, термоэлемент пен болометр әртүсті сәулелерді бірдей сезеді. Аспан шырағынан келген жарықтың көзіміздің тор қабыршағын жарықтандыруын осы кезде жалтырау деп атайтын болды.

Ертедегі аспанды бақылаушылар жай көзбен қарап аспандағы барлық жұлдыздарды жалтырауына қарай 6 шамаға бөлген. Дәл өлшеулер жүргізіп қарағанда осылай бөлуде математикалық негіз бар болып шықты: 1-шамадағы жұлдыз 2-шамадағыдан 2, 5 есе (дәлірек алғанда, 2, 512 есе) жарығырақ, 2-шамадағы 3-шамадағыдан әлгіндей есе жарығырақ болады екен. Мысалы, Темірқазық жұлдызы және Жетіқарақшының жеті жұлдызының алтауы 2-шамадағы, ал Арктур бірінші шамадағы жұлдыз болып саналады.

Сонымен жұлдыздар өзінің жалтырауымен және жұлдыздық шамасымен сипатталатын болды.

Фотометрлердің кейбір түрлерін қарастырайық. Жарық қабылдаушы - көз (теңгеру фотометрі) . Бұл фотометрде бақылаушы трубадан қарап жалтырауын өлшегелі отырған жұлдызбен қатар, жанып тұрған электр лампасының кішкене қылын - «салыстыру жұлдызын да» көреді. Бақылаушы бұл жасанды жұлдыздың жарықтығын нашарлатып отырып, әлгі өлшегелі отырған жұлдыздыкімен теңгереді. Неше есе нашарлатқаны белгілі болады; ендеше осыған сүйеніп әлгі жұлдыздың жалтырауын де есептеп шығарады. Фотометрияда көзбен бақылаудың маңызы төмендеп, оны күннен күнге механикаландырып келеді.

Жарыққабылдаушы - фотопластинка . Осы кезде фотографиялық фотометрия көп қолданылады. Неғұрлым жұлдыз жарығырақ болған сайын, солғұрлым фотографиялық негативтерде оның дөңгелекше кескінінің диаметрі үлкендеу болады және ол кескін солғұрлым қараңғылау болады. Сонда, жұлдыздың жалтырауын дөңгелекшенің диаметрін өлшеу арқылы да, қараюының дәрежесін өлшеу арқылы да есептеп шығаруға болады.

Мұндай әдіспен Күн атмосферасы, тұмандық сияқты аумақты объектілердің жалтырауын анықтаумен қабат, олардың әр жеріндегі заттардың қалай таралуын да анықтауға болады. Пластинканың қараюының дәрежесін өлшейтін құралды микрофотометр дейді. Жарық қабылдағышы термоэлемент не фотоэлемент болатын фотометрлер де астрономияда жаппай тарап келеді. Аспан денесінен келген жарық тесікше терезеден өтіп, не термоэлементке не фотоэлементке түсіп, электр тогын (термо не фототок) туғызады. Бұл токты өлшеу арқылы жарықтың энергиясын анықтауға болады.

Мұндай құралдар өте сезімтал және бақылаушы адамға тәуелді емес. Соңғы жылдарда шыққан электрондық фотокөбейткіш деген құралдар арқылы фотоэлемент сезбейтін өте бәсең жарықты да өлшеуге мүмкіндік туды.

Болометр - бұл да түскен жарықтың энергиясын өлшейтін құрал. Мұнда түскен жарықтың жылуының әсерінен қарайтылған металл пластинкасының кедергісі өзгереді, сондықтан ондағы ток күші өзгереді. Токтың күші бойынша жарық энергиясын есептеп шығарады. Болометрдің пластинкасын спектрдің әр жеріне қойып, әртүрлі сәуленің энергиясын жеке-жеке өлшеуге де болады. Аспан денелерінің радиацияланған фотометриялық бақылаулар арқылы өлшегенде физикадағы сәуле шығару (Стефан-Больцман т. т. ) заңдары көп қолданылады.

Лекция №11.

Спектрлік анализ негіздері.

Спектрлік анализ . 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 радиотолқындары, инфрақызыл сәуле, көзге көрінетін ақ сәуле, қысқа толқынды ультракүлгін сәулелер бар.

Біздің көзімізге көрінетін ақ жарық толқын ұзындығы микронның 0, 4 (микрон-0, 001) нен бастап 0, 8 болатын жай (монохромат) сәулелердің жинағы.

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 әртүрлі болғандықтан, олар әртүрлі болып сынады да, жолындағы экран бетіне барып түскенде, бәрі экранның бір нүктесіне беттесіп түспейді, жіктеліп қатар-қатар түседі. Ал толқын ұзындығы әр түрлі сәулелер біздің көзімізге әртүрлі түсті болып көрінеді (егер микрон болса қызыл түсті болып), сондықтан экран бетіндегі әлгі әр түрлі жай сәулелер жіктеліп түскен жерде әртүсті жолақтарды - спектрді көреміз.

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

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

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

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

Тұтас не үздіксіз спектр бірімен бірі жалғасып жатқан әр түсті жолақтардың бірінің 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 дегеніміз қарңғы 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 дегеніміз 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 спекрті толқын ұзындықтары және болатын қос сары сызықтан тұрады.

Спктр химиялық элементтің ен-таңбасы. Спектріне қарап бір элементті екінші элементтен оңай ажыратуға болады 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. Ендеше спектрға 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 шығады (Зееман құбылысы), ал күшті электр өрісі болған кезде сызықтар жалпаяды.

Лекция №12.

Жұлдыздар, олардың спектрлік классификациясы.

Жұлдыздар . Жұлдыздар Ғаламдағы ең көп таралған объектілер. Космос затының 98%-ы осы газ шарларынан құралған. Жұлдыздардың негізгі қасиеттері оның массасы, жарқырауы және радиусымен анықталады. Жұлдыздармен алғашқы танысу олардың түстерінің әртүрлілігіне бірден назар аудартады. Ал олардың спектрін қарастыра келе бұл алшақтықтың одан да күштірек екеніне көзіміз жетеді. Әдетте жұлдыздардың спектрі үздіксіз болып келеді. Спектрлердегі негізгі айырмашылық бақыланатын спектрлік сызықтардың саны мен интенсивтілігінде. Спектрлік классификацияның бұл принципі алғаш рет Гарвард обсерваториясында қолданылды.

Гарвард классификациясында спектрлік типтер (кластар) латын алфавитінің: О, В, А, Ғ, G, K және М әріптерімен белгіленген.

О класы . Бұл класқа жататын жұлдыздар температурасының жоғары екендігін үздіксіз спектр сызықтарының интенсивтілігінің жолғарғылынан білуге болады. Сол себепті бұл жұлдыздардың түсі көгілдірлеу болып келеді.

В класы. Бұр типте бейтарап гелийдің сызықтары ең интенсивті болып табылады. Сутегі және кейбір иондалған элементтердің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі көгілдір-ақ.

А класы. Сутегі сызықтары ең үлкен инсевтивтілікке жетеді. Иондалған кальцийдің және кейбір металдардың сызықтары әлсіз көрінеді. Жұлдыздың түсі - ақ.

Ғ класы. Сутегі сызықтары әлісірей бастайды. Иондалған металдардың сызықтары күшейе бастайды. (әсіресе кальций, темір, титан) . Түсі - әлсіз сары.

G класы. Иондалған кальцийдің сызықтары басым болады. Түсі-сары.

К класы. Сутегінің сызықтары байқалмайды, яғни температура төмендегені. Жұлдызыдң түсі қызғылттау.

М класы. Қызыл жұлдыздар. Металдардың сызықтары әлсірей бастайды. Титан және басқа джа молекулалық түзілістердің сызықтары басым.

С класы. Бұр класс К және М кластарынан көміртегі молекулаларының жұтылу сызықтарының бар болуымен ерекшеленеді.

S класы. Бұл класқа жататын жұлдыздар М класынан титан қышқылының орнына цирконий қышқылы басым болуыиен ерекшеленеді.

Лекция №13.

Галактикалар түрлері және олардың құрылымы.

Сыртқы пішіндеріне және жарқырауна байланысты галактикалар эллипстік, спиральді, линзатүрді және дұрыс емес пішінді болып бөлінеді.

Эллипстік галактикалар (Е) суреттерде эллипс пішінді болады (кеңістікте - эллипсоид) . Жарықтылығы периферийден центрге қарай ығысады. ішкі құрылымы жоқ.

Спиральді галактикалар (S) бақыланатын галактикалар ішіндегі ең көп кездесетіні. Біздің галактика және Анромеда тұмандығы осы типке жатады. Бұл галактикаларға спиральді тармақтар тән. Спиральді құрылымына байланысты спиральді галактикаларды Sa, Sb, Sc типтерге бөледі. Sa типтес галактикаларда тармақтар қатты байланған және тегіс болып келеді. Бұл галактикалар сипаттамалары жағынан эллипстікке ұқсас болып келеді. Sc типтес галактикаларда тармақтар кеңінен жайылған, оларды бақылау қиын. Sb типтес галактикалар аралық қасиетке ие. Сфераоидалық құрамдар Sa галактикаларда жақсы дамыған және Sc галактикаларда нашар дамыған. Көптеген типтерге бөлінгенмен спираль тәріздес галактьикалардың құрылымы ортақ қасиетке ие. Олардағы үш құрамды көрсетуге болады: жұлдыздық диск, сфераоидалық құрам және жазық құрам. Біздің Галактиканың құрылымы соңғысына ұқсас.

Линзатүрдес галактикалар (S0) сырт пішіні эллипстікке ұқсас, бірақ олардан ерекшелігі жұлдыздық дискісінің болуында. Сондықтан, құрылымы жағынан олар спиральдіге ұқсас және олардан айырмашылығы жазық құрамының болуында. Кез-келген галактика, егер оны газдан және жас жұлдыздардан айыратын болсақ, онда ол линзатүрдес болып көрінеді.

Дұрыс емес пішінді галактикалар (Ir) симметриялы есем пішінді болады, ондағы ыстық жұлдыздар спираль тармақ құрамайды, жеке-жеке топтарға жинақталады. Олардағы жұлдыздардың массасы дискіні құрайды жәнежазық құрамды болып келеді.

Өзара әрекеттесетін галактикалар. Бақыланатын галактикалардың бірнеше проценті өзгеше немесе өте бұрмаланған түрде түрде кездеседі. Кейде галактикалар пішіні жақын жерде басқа галактикалардың болуымен түсіндіріледі. Бұл жағдайда галактикаларды өзара әрекеттесетін деп атайды. Олар газды және жұлдыздық тұмандықтар арқылы байланысады.

Галактикалар ядросы. Галактикалардың көпшілігінеде өте жарық орта тұсын бөліп көрсетуге болады. Олар орталық қойылу немесе ядро деп аталады. Бұл облыстың тығыздығы қте жоғары болып келеді. Осындай өте жоғары тығыздық болғанымен жұлдыздар соқтығысуы болмайды.

Кіші галактикаларда ядро байқалмайды немесе өте нашар байқалады, мыс. Магеллан бұлттарында.

Лекция №14.

Ғалам құрлымы . Біздің Галактика.

Ғалам құрлымы. Кеңісттіктің зерттелген бөлігін сан мыңдаған жұлдыздар толтырады. Соның бірі-Күн.

Жұлдыздар кеңістікте біркелкі орналасқан, олар Галактика деп аталатын жүйелер құрайды. Галактика пішіні негізінен -эльпиондаль, спирал тәріздес, т. б.

Жұлдыздар - газды шарлар. Жұлдыздарда температура өте жоғары, сондықтан жұлдыздарда қатты немесе сұйық денелер болмайды. Олардағы бөлшектер гравитациялық тартылу нәтижесінде тұрақталады.

Барлық жұлдыздар Галактика центрі бойымен өте күрделі трактория бойымен қозғалады. Біздің Галактика- Құс жолы өз осі бойымен қозғалады. Галактика өлшемі өте зор- жарық 3 м/с жылдамдықпен таралса, онда ол Галактиканың бір шетінен екіншісіне жүздеген млн жыл жүреді.

Әрбір галактикада жүздеген млрдқа дейін жұлдыздар болады. Жерден галактикалар тек тұманды дақтар тәріздес көрінеді, сондықтан оларды ертеректе галактикадан тыс тұмандықтар деп атаған. Тек бізге жақын галактикада ғана (фотографиялық) жекелеген жұлдыздарды көруге болады.

Галактикалардағы жұлдыздар біртексіз орналасқан, центрге жинақталған (спираль) . Олардағы жұлдыздар арасындағы кеңістік газ, тозаң, элементар бөлшектер, электромагниттік сәулелер, гравитациялық өрістермен толтырылған. Мұндағы тығыздық өте төмен. Күн мен көптеген жұлдыздар мен олардың жиыны-біздің галактика деп аталатын жүйені құрайды. Оған кіретін өте көп әлсіз жұлдыздар біздің көзімізге бүкіл аспанды кесіп өтетін ақ жолақ тәрізді көрінеді, ол-Құс жолы деп аталады.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.