Күн туралы жалпы мәліметтер

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 8 бет
Таңдаулыға:

Күн туралы жалпы мәліметтер

Күн кез-келген басқа да жұлдыз сияқты плазмалық шар болып табылады.

Күннің көрінетін диаметрі жыл ішінде күн мен жердің арақашықтығына байланысты өзгереді.

Күннің көрінетін диаметрі бақылау нүктеден күннңғ көрінетін дискінің шетіндегі екі диаметральді қарама қарсы нүктеге жүргізілетін түзу арасындағы бұрыш.

Перигелий- жер орбитасының күнге ең жақын нүктесі. Күн перигелийде болғанда ол қаңтардың басы. Бұл кезде жер мен күн арақашықтығы-1, 47*10 ¹¹ м. Көрінетін диаметрі- 32 ⁰ 35 ¹

Афелий -жер орбитасының күннен ең алыс нүктесі. Күн афелийде болғанда шілденің басы. Бұл кезде арақашықтығы-1, 49*10 ¹¹ Көрінетін диаметрі-31 ¹ 31 ¹¹

Күннің центріндегі тығыздық шамамен 160г/см ³ . Мұндай жоғары тығыздыққа қарамастан күн центріндегі зат газ плазма күйінде болады. Өйткені бұл тығыздықтағы күн заты бөлшектердің өзара қашықтықтары өте аз болуына байланысты тартылыс күштерінен жоғары болғанына қарамастан күн центріндегі температура соншалықты жоғары бөлшектің бейберекет қозғалысының кинетикалық энергиясы тартылыс энергиясынан жоғары болады.

Күнді ыдырауға жібермейтін күш гравитациялық күш. Егер гравитациялық күшті өшіре алсақ күш ыдырап кетеді.

Оның массасы M≈1, 9910 ³⁰ кг, яғни Жердің массасынан ~332 958 есе көп.

Күннің көрнекі дискі бойынша радиусы R _Күн ≈6, 9610 ⁸ м, яғни Жердің экваторлық радиусынан ~109 есе көп. Күннің орташа бұрыштық диаметрі 1919”, 26.

Күн затының орташа тығыздығы ρ≈1, 41 г/см ³ , бұл Жер затының орташа тығыздығының ≈0, 256 бөлігін құрайды. Күн орталығындағы тығыздық ρ≈160 г/см ³ .

Көрнекі беті деңгейіндегі еркің түсу үдеуі 274 м/с ² құрайды. Бетіндегі параболалық жылдамдық (екінші ғарыштық жылдамдық) - 6, 18⋅10 ⁵ м/с.

Күн бетінің (фотосферасының) тиімді температурасы ≈5780 К, орталығындағы температура - ~1, 610 ⁷ К.

Күн тұрақтысы Q=1360 Вт/м ²

Күн жарқырауы L=3, 9⋅10 ²⁶ Вт.

Спектрлік классы - G2V.

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

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

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

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

2. Абсолют қара дене, оның сәулелену қасиеттері.

Абсолют қара дене - өзіне түскен сәуле ағынын оның спектрлік құрамы мен температурасына қарамай толық жұтатын дене. Абсолют қара дененің сәуле жұтқыштық коэффициенті 1-ге тең. Ал сәуле шығарғыштық қабілеті , оның температурасы мен толқын жиілігіне байланысты анықталады. Табиғатта өзіне түскен сәуле ағынын түгелдей жұтатын (спектрлік құрамына қарамай) дене кездеспейді. Өзінің оптикалық қасиеті жағынан абсолют қара денеге тым жақындайтындар қара күйе, қара бархыт және қарайтылған платина болып есептеледі. Олар жарық ағынының көрінетін бөлігін түгелдей дерлік ( 99 %) сіңіріп алады. Физикада абсолют қара дененің моделі ретінде сыртқы беті сәуле ағынын өткізбейтін, ал ішкі беті өзіне түскен сәуленің біраз бөлігін сіңіріп алатын кішікене тесігі бар қуыс дене алынады. Мұндай қуыс денеге енген сәуле оның ішкі жағына сан рет шағылып, сыртқа шықпай түгелдей дерлік қалып қояды. Абсолют қара дене ғылым мен техникада жарық эталоны ретінде қолданылады. Қызған денелердің сәуле шығарып, электромагниттік энергия таратуын жылулық сәулелену деп атайды.

Стефан - Больцман заңы :

Абсолют қара дененің толық (барлық спектр бойынша) сәуле шығару қабілеті оның абсолют температурасының төртінші дәрежесіне тура пропорционал, яғни:

\[R_{\mathrm{_e}}=\]

σТ ⁴ (1)

мұндағы

\[\sigma=5.7\cdot10^{-8}\frac{A\partial}{i}\]

- Стефан-Больцман тұрақтысы.

төседі

\[\mathcal{M}\]

\[{\mathfrak{J}}^{\mathrm{o}}\]

\[\lambda_{T}\]

Стефан-Больцман заңы

\[\mathrm{Re}\]

температураға байланысты екенін таба отырып, абсолют қара дененің сәуле шығару қабілетінінң спектрлік құрамына жауап бермейді.

\[{\bar{r}}_{s,{\bar{r}}}.\]

\[{\mathcal{A}}\]

байланысты қисығында әр түрлі температурадағы энергияның таралуы абсолют қара дененің спектрі біркелкі емес. Барлық қисықтың max бар, және температура өскен сайын ол max қысқа толқынға қарай ығысады.

Неміс физигі Вин термо және электродинамика заңдарына сүйене отырып былай деп тұжырымдады :

Абсолют қара дененің сәуле шығарғыштық қабілетінінң ең жоғарғы мәніне (max мәніне) сәйкес келетін толқын ұзындығы

\[(\lambda_{\operatorname*{max}})\]

оның абсолют температурасына кері пропорционал:

\[\lambda_{\mathrm{max}}={\frac{\dot{a}}{T}}\]

, (1. 7)

мұндағы

\[\hat{a}=2.898.{\bf40}^{-3}\hat{\nu}\cdot\hat{E}\]

- Вин тұрақтысы. Бұл формуладан абсолют қара дененің температурасы төмендеген сайын оның сәулелік энергиясының ең жоғарғы мәні ұзын толқындар аймағына ауысатыны байқалады.

\[\mathcal{M}\]

\[\textstyle{\int_{\lambda}^{\bullet}}_{,\widetilde{\cal Z}}\]

Сондықтан бұл заң кейде Виннің ығысу заңы деп те аталады. Вин заңы да, Стефан-Больцман заңы да жылулық сәуле шығаруда теориясында үлкен роль атқарғанымен, әр түрлі температурада энергияның таралуының жиілікпен жалпы картинасын бермейді. Кирхгофтың универсалды функциясының

\[r_{\lambda,T}={\frac{2m v^{2}}{\tilde{N}^{2}}}R T\]

(1. 8)

бұл формула Рэлей-Джинс формуласы деп аталады. Мұндағы

\[{\widehat{\frac{\mathcal{D}}{\mathsf{k}}}}.\]

-Больцман тұрақтысы,

\[N-\]

жарық жылдамдығы. Рэлей-Джинс заңы тек қана кіші жиілікте немесе үлкен температурада эксперимент қорытындысымен сәйкес келеді де, ал жиілігі облыста бұл заң эксперимент қорытындысымен сәйкес келмейді.

-Р-Джинс

- Вин

\[{\mathcal{A}}\]

\[{\mathfrak{J}}^{\mathrm{o}}\]

\[\lambda_{T}\]

Графикте көргендей. Сонымен қатар Стефан-Больцман заңын алу үшін Рэлей-Джинс заңы келмейді, абсолют қара дененің сәулеленуі:

Ал бұл кезде Стефан-Больцман заңы бойынша

\[R_{s}=\sigma T^{4}\]

яғни

\[R_{e}\]

\[T^{4}\]

дәрежесіне пропорционал. Бұл қорытындылар ультракүлгіндік апат деген атаққа ие болды.

Сонымен классикалық физика абсолют қара дененің спектріндегі энергияның таралу заңын түсіндіре алмады.

Бұл дағдарыстан шығудың жолын 1900 жылы неміс ғалымы Планк тапты. Ол жарық дискретті, бөлек-бөлек порциялармен шығарылады және жуылады деп есептеді. Жарық кванттан тұрады дегенді ұсынды. Классикалық физикада кез-келген системаның энергиясы үзліссіз өзгереді, энергия кез-келген бір-біріне өте жақын мәндер қабылдайды деді. Ал Планктың кванттық гипотезасында атомдық осцилятор энергияны үзіліссіз емес, белгілі порциямен - квантпен қабылдайды деді.

Квант энергиясы тербеліс жиілігіне пропорционалды:

\[e_{0}=h u={\frac{h c}{\lambda}}\]

, (1. 9)

мұндағы

\[h=6.62\star\Omega0^{-34}\,\tilde{A}\alpha\;\cdot\tilde{n}\]

- Планк тұрақтысы.

Жарықтың кванттан құралатындығын басшылыққа ала отырып, Планк абсолют қара дененің сәулелену қабілетін сипаттайтын формула тапты:

\[n_{u,T}=\frac{-\rho u^{2}}{C^{2}}\frac{h v}{e^{h v\ /(R T)}-1}\]

(1. 10)

Кирхгофтың универсалды функциясы үшін Планк формуласы, абсолют қара дененің сәуленің спектріндегі энергияның таралуы 0-ден

\[\mathbb{Q}\ S\]

дейінгі жиілікте және әртүрлі температурада эксперимент қорытындысымен сәйкес келеді әрі Вин, Рэлей-Джинс, Стефан-Больцман заңдарымен сәйкес келеді. 1900 жылы 14 желтоқсанда немістердің физикалық қоғамының жиналысында Планк осы формуласын жарыққа шығарды. Міне осы күннен бастап кванттық физиканың ашылу күні деп аталады.

3. Планк функциясы, Стефан-Больцман заңы, Виннің ығысу заңы, дененің тиімді температурасы.

Стефан - Больцман заңы :

\[R_{\mathrm{_e}}=\]

σТ ⁴ (1)

мұндағы

\[\sigma=5.7\cdot10^{-8}\frac{A\partial}{i}\]

- Стефан-Больцман тұрақтысы.

төседі

\[\mathcal{M}\]

\[{\mathfrak{J}}^{\mathrm{o}}\]

\[\lambda_{T}\]

Стефан-Больцман заңы