Күн жүйесінің құрылысы мен планеталар қозғалысы тақырыбын мектепте сапалы оқытудың әдістемесі
КІРІСПЕ
Күнделікті тұрмыстағы көптеген табиғи құбылыстарды астрономиялық
білімдер арқылы шешуге тура келеді. Астрономия ғылымы аспан денелері мен
олардың жүйелерінің қозғалысын, құрылысын, пайда болуын және дамуын
зерттейтін ғылым. Оның жинақтаған білім қоры адамзаттың практикалық қажеті
үшін жұмсалады.
Астрономия - ежелгі ғылымдардың бірі, ол адамзаттың тұрмыс қажетінен
туындап, онымен бірге дамып отырды. Біздің эрамызға дейінгі математика,
геометрия және басқа жаратылыс ғылымдарымен қатар астрономия ежелгі
Грецияда, Мысырда және Қытайда дами бастады. Ежелгі грек ғалымдарының
еңбектері қарапайым астрономия дамуына көп әсерін тигізді. Сонымен, аспан
денелерінің және олардың жүйелерінің қозғалысын, құрылысын, шығу тегін және
дамуын зерттей отырып, астрономия әлемнің тұтастай алғандағы құрылысы мен
дамуы жайлы түсінік береді. Астрономия адамзат пайда бола бастағандағы ең
алғашқы ғылым және табиғатты танып білуде әрқашан алдыңғы қатарда болады.
Қазіргі кезде астрономия ерекше қарқынмен дамуда. Зерттеудің жаңа
әдістері мен құралдары пайда болумен ғарыштан алынатын информация легі күрт
өсті және әлемді оқып білуде жаңалықтар бірінен соң бірі ашылуда. Бұндай
жаңалықтар ашылуына ерекше көңіл бөлінеді, себебі табиғат туралы
фундаментальды білімді бізге астрономия береді, яғни материя қозғалысы мен
құрылысының ең терең жалпылама заңдылықтарын ашады. Сонымен, астрономияның
оқушылар мен білімгерлердің дүниеге ғылыми жаратылыстың дұрыс көзқарастарын
қалыптастыруда алатын орны ерекше. Сондықтан, мектептерде астрономия пәнін
сапалы оқытудың маңызы өте зор. Соңғы кезде елімізде ғылыми негізгі жоқ
білім салалары көбейіп кетті. Мысалы, астрология, парапсихология, магия
және т.б. Осындай ғылыми негізі жоқ бағыттар келешек жастардың мінез-
құлқын, танымын бұрмалап кетпеу үшін жаратылыстану ғылымдары пәндерін,
соның ішінде астрономияны оқыту қажет.
Бұл дипломдық жұмыста астрономия пәнінің Күн жүйесінің құрылысы мен
планеталар қозғалысы тақырыбын мектепте сапалы оқытудың әдістемесі
қарастырылған.
Жұмыс екі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде Күн жүйесінің құрылысын
оқытудың теориялық негіздері тақырыбы туралы мәліметтер, яғни Күн жүйесі
құрылысы және оның қозғалыс заңдылықтары берілген .
Екінші бөлім планеталар қозғалысын оқытудың әдістемесі. Бұл
бөлімде планеталардың жалпы сипаттамалары, конфигурациялары, олардың
табиғатының физикалық шарттылығы, Жер планетасы, біздің галактика туралы
айтылған.Күн жүйесі кұрылысы, планеталар қозғалысы, Күн жүйесі, аспан
денелері қозғалыс заңдылықтарын тиімді оқыту әдістемелері туралы айтылған.
Жұмыстың өзектілігі: Ғылым мен техниканың қарқынды даму кезеңінде
астрономияны оқып үйрену өте маңызды мәселелердің бірі. Сондықтан астро-
номия тақырыптарын ақпараттық техногияларды қолдана отырып сабақ жүргізу
оқушылар үшін өте тиімді.
Дипломдық жұмыстың мақсаты мен міндеттері: Aстрономиялық құбылыстарды
оқушыларға түсіндірудің бір қиыншылығы – олар тек түнде жұлдыздар әлімінің
аз ғана бөлігі көзге көрінеді, бірақ жердің күнді айнала қозғалыс себебінен
аспан әлемін толық байқау қиындық тудырады. Бұл жұмыс осы тақырыпты
кеңінен, әрі тиянақты талдау арқылы әдістемелік тұрғыдан егжей-тегжейлі
қарастырылған.
Дипломдық жұмыстың зерттеу объектісі: Орта мектептің физика және
астрономия сабақтарында астрономия тақырыптарын оқыту. Астрономиялық
құбылыстарды қарапайым талдаудан бастап, галактикалар және әлемнің
дамуындағы астрофизикалық құбылыстарын түсіндіру арқылы оқыту
қарастырылған.
Дипломдық жұмыстың ғылыми-әдістемелік жаңалығы: Әдістемелік тұрғыдан
аз зерттелген орта мектептің астрономия сабақтары тақырыптарының
әдістемесін жасау.
Жұмыстың құрылымы: Дипломдық жұмыс кіріспе, екі тарау, қорытынды және
пайдаланылған әдебиеттер тізімінен құрылған.
1. КҮН ЖҮЙЕСІІНІҢ ҚҰРЫЛЫСЫН ОҚЫТУДЫҢ ТЕОРИЯЛЫҚ НЕГІЗДЕРІ
1. Жұлдызды аспан
Айсыз ашық түні аспаннан сан жетпес жұлдыздар жымыңдап, адамның көңілін
өздеріне еріксіз аударады. Шынында да, жер бетінің кез келген орнынан бір
мезетте аспан күмбезінен құралсыз көзбен үш мыңға тарта жұлдызды көруге
болады. Оларды танып - білмек үшін адамдар өте ерте заманда жұлдыздардың
өзара орналасуын жан - жануарларға немесе басқа нәрселерге ұқсатып
топтастырып, оларға шоқжұлдыз атауларын берген. Мысалы, Геркулес пішіні бір
тізесін бүккен адамға, Торпақ - бұқаның мүйізіне, Аққу мен Бүркіт - қанатын
жая самғап ұшқан құстарға ұқсайды. Сондай-ақ Қарақұрт, Жылан, Сужылан т.б.
шоқжұлдыздарының атаулары олардың бейнелерінің өздері аттас жәндіктерге
айна-қатесіз ұқсауынан туындаған. Сонымен қатар қайсыбір шоқжұлдыз
атауларының мағыналық мәні де бар. Мысалы, Таразы шоқжұлдызының атауы күзгі
күн мен түннің теңелуі кезінде Күннің осы шоқжұлдызда (осыдан 2000 жыл
бұрын) орналасуынан туған. Сондай-ақ шоқжұлдыз атаулары қатарында аңыздарда
кездесетін кейіпкерлер мен жануарлар да баршылық. Мысалы, Персей, Қауыс-
Мерген, Айдаһар, Кентавр т.б.
Қайсыбір шоқжұлдыздардың атауы ата – бабаларымыздың тұрмыс – салт әдет
– ғұрып, ғарыштану және діни түсніктермен байланыстырылған. Астрономия
тарихын зерттеуші орыс ғалымы Д.О.Святский өз еңбектерінде дала
қазақтарының Темірқазық пен оның маңындағы бірнеше жұлдыздарды аспан
қазығына арқандалған жылқы ретінде бейнелейтінін жазған (1.1-сурет)
Сурет 1.1 - Кіші Аю мен Үлкен Аю жылқы пішінінде бейнеленген
Шоқжұлдыздардың астрономияда осы күндері қолданып жүрген атауларының
48-і өте ертеден, Ежелгі Мысыр, Вавилон және Грекия замандарынан белгілі.
Ежелгі грек астрономдары Гиппарх (б.з.д. 180 не
190-125 жж.) Птолемей (90-160 жж.) шоқжұлдыз атауларын бір жүйеге келтіріп,
олардағы жұлдыздардың алғашқы тізімдерін, суреттемесін жасаған. Бірақ ол
тізімде Жер шарының солтүстік жартышарында орналасқан елді мекендердің
аспанында көрінетін шоқжұлдыздар ғана қамтылған. Ал аспанның қалған
бөліктерінің жұлдыздарын саяхатшылар XVI—XVIII ғасырларда оңтүстікке шеккен
сапарларында шоқжұлдыздарға топтастырып, картаға түсірген.
Шоқжұлдыз дегеніміз - аспанның нақты шекарасы анықталған белгілі бір
бөлігі.
Аспанда барлығы 88 шоқжұлдыз белгіленген. Шоқжұлдыз шекараларылары
Халықаралық астрономия одағының (ХАО) арнаулы қаулысы бойынша бекітілген,
бipaқ олардың ешқандай физикалық мағынасы жоқ. Шоқжұлдыздардың 31-i
аспанның солтүстік жартышарында, 48-i оңтүстік жартышарында, ал қалған 9-ы
аспан экваторының бойында eкі жартышарға да ортақ орналасқан. Халықаралық
деңгейде шоқжұлдыз атаулары латын тілінде қолданылады. Мысалы, бізге қазақ
халық астрономиясынан жақсы таныс Жетіқарақшының астрономиялық аталуы -
Үлкен Аю. Сол сияқты Ұшқар-Таразы – Орион, Қамбар - Арыстан, Қарақұрт -
Кассиопея деп аталады.
Жарық жұлдыздардың көпшілігінің ежелден келе жатқан өзіндік атаулары
бар. Олар, әдетте, жұлдыздардың өзіндік ерекшеліктерін сипаттайды: Сириус -
“жарқырауық”, Альдебаран - “iз басушы” немесе шоқжұлдыз бейнеленетін зат
бөліктері мен жануарлар мүшелерінің атауымен байланыстырылады. Мысалы,
Жетқарақшының жеті жұлдызының төртеyi Хорезмдік ұлы астроном Бирунидің
"Канон Масуди” атты еңбегінде аю денесіне қатысты Мерак (β) - “қарын”, Фахз
(γ) - “сан, бөксе”, Маграз (δ) - “құйрық басы”, Мизар (ξ) - “ортасы” деген
мағынада таңбаланған. Бируни өзінен шамамен мың жыл бұрын өмір сүрген
Птолемейдің жүйелеген жұлдыз атауларын араб тіліне аударып, сәл ғана
өзгерткен. Қазіргі кезде қолданылып жүрген 300-ге тарта жұлдыздың төл
атауларының 15%-ы грек, 5%-ы латын, 80%-ы араб тілінде айтылады.
Түнгі аспанға қарағанымызда, жұлдыздардың жарықтылықтары әр түрлі
екенін аңғарамыз. Сириус, Арктур және Вега жарқырап көзге бірден түссе,
Алькордың көмескі жұлдыз екенін байқаймыз. Жұлдыздардың көзге көрінерлік
жарықтылығын санмен өрнектеу үшін астрономдар көрінерлік жұлдыздық шама
деген ұғымды пайдаланады. Мұны алғаш ежелгі грек астрономы Гиппарх
еңгізген. Ол аспандағы көзге көрінетін жұлдыздарды алты топқа бөліп, ең
жарық жұлдыздарды бірінші жұлдыздық шамаға, ал ең көмескілерін алтыншы
жұлдыздық шамаға тағайындады.
XIX ғасырдың ортасында ағылшын астрономы Норман Погсон жұлдыздық
шаманың осы замағы шкаласын ұсынды. Бұл шкалада 5 жұлдыздық шама (ж.ш.)
жұлдыз жарықтылығының 100 есе өзгеруін көрсетеді. Демек, бip ж.ш.
айырмашылығы жұлдыз жарықтылығыныңесе өзгеруіне сәйкес болады.
Көрінерлік ж.ш. т (лат. magnitudo — “шама” сөзінен) әрпімен
таңбаланады. Астрономияда жұлдыз жалтырлығы (жылтырауы) деген ұғым
қолданылады. Ол жұлдыздың одан келетін сәулеге перпендикуляр орналасқан
бірлік ауданды жарықтандыратын жарық мөлшерін береді.
Жарық өлшегіш аспап фотометрді пайдаланып жүргізілген өте дәл өлшеулер
жұлдыз жалтырлығының әрқилы болатынын көрсетеді. Сондықтан кейбір
жұлдыздардың жалтырлығы ж.ш. бойынша бөлшек және теріс мәндермен де
өрнектеледі.
Аспандағы ең жарық жұлдыз Сүмбіленің (Сириус) көрінерлік ж.ш.- сы
m = -1,58; Күннің ж.ш.-сы m = -26,6; толған Айдың ж.ш.-сы m = -12,7.
Бір жұлдыздың жалтырлығы жоғары, ал енді біреуінің төмен болуы
жұлдыздың шын мәніндегі жарықтылығы туралы мәлімет бере алмайды. Себебі
жарық жұлдыздың бізге жақын орналасуынан көрінерлік ж.ш.- сы жоғары болуы
мүмкін, бірақ тура осындай жұлдыздың алысырақ орналасуынан көрінерлік ж. ш.-
сы төмен болады.
Жұлдыздардың шын мәніндегі жарықтылығын анықтау үшін абсолют жұлдыздың
шама түсінігі қолданылады. М — абсолют ж.ш., жұлдыздың стандарт қашықтық —
10 парсек немесе 32,6 жарық жылы қашықтығында орналасқандағы көрінерлік
ж.ш.
Мұндай қашықтықта абсолюттік ж.ш. аспандағы ең жарық жұлдыз Сириус үшін
+1,41, Күн үшін +4,8, ал Бетельгейзе үшін -6,0, Ригель үшін -7,0 болар еді
(1.1-кесте).
Кесте 1.1 - Жарық жұлдыздар тізімі
Қысқаша Тура Еңістігі, КөрінерлікАбсолют
белгіленуікөтерілуі, А δ жұлдыздық жұлдыздық
шамасы, m шама
1 2 3 4 5 6
Сириус αСМа 6 caғ 45 мин-16" 43' -1,58 +1,41
Арктур α Boo 14caғ 16 мин +19" 11' -0,05 -0,2
Вега α Lyr 18 caғ 37 мин+38° 47' 0,03 +0,5
Капелла α Aur 5 caғ 17 мин +46° 00' 0,08 -0,6
Ригель β Ori 5 caғ 15 мин -8° 12' 0,12 -7,0
Процион α CMi 7 caғ 39 мин+5° 14' 0,37 +2,65
Бетельгейзе α Ori 5 caғ 52 мин+7° 24' 0,42 -6,0
Альтаир α Agl 19 caғ 51 мин+8° 52' 0,77 +2,3
Альдебаран α Tau 4 caғ 36 мин +16° 31' 0,85 -0,7
Альголь δ Per 3 caғ 08 мин +40° 57' 1,12 -0,3
Регул α Leo 10 сағ 08 мин+11° 58' 1,35 -0,6
Кастор α Gem 7 caғ З5 мин -26 °19' 1,58 +0,85
Темірқазық α Umi 1 caғ.49 мин +89 °02' 2,02 -4,6
Аспан сферасы
Жұлдыздардың, планеталардың, т.б. аспан денелерінің орналасу орындарын
анықтау және өлшеу сияқты практикалық мәселелерді шешу үшін астрономияда
аспан сферасы деген ұғым қолданылады.
Аспан сферасы – радиусы анықталмаған жорамал сфера. Аспан шырақ-
тары әр түрлі қашықтықта болғандықтан, сфераның бетіне бақылаушы белгілі
бір уақытта өзі орналасқан орыннан көретін бүкіл аспан шырақтары
проекцияланады (1.2-сурет).
Сурет 1.2 - Аспан жұлдыздарының аспан сферасына проекциялануы
Аспан сферасының орталық нүктесі, әдетте, Жер центрі немесе жер
бетіндегі бақылаушы тұрған орынмен сәйкестендіріледі.
Аспан сферасында тек бұрыштық өлшеулер ғана қарастырылады. Бұрыштық
қашықтық деп сферадағы екі нүктенің арасындағы доғамен өлшенетін қашықтықты
немесе оған сәйкес орталық бұрыш шамасын айтады. Яғни, бұл — бақылаушы
көзімен қарағандағы (аспан сферасының орталық нүктесінен) осы екі нүктеге
тарайтын сәулелердің арасындағы бұрыш. Аспан сферасы туралы ұғым адамзат
тарихында өте ертеде пайда болған. Себебі аспан адамға жер бетін көмкерген
өте үлкен күмбез тәрізді болып көрінеді. Ежелгі дүниетаным бойынша бүкіл
әлем бетінде козғалмайтын шырақтар (Ай, Күн, планеталар, жұлдыздар)
орналасқан мөлдір сфералардан құралған. "Аспан" сөзінің өзі көне үнді
тілінде "тастан жасалған күмбез" деген ұғымды білдіреді. Түркі халықтарының
ежелгі ұғымы бойынша аспан (көк) жеті немесе тоғыз қабаттан тұрады. Оларда
дәрежелеріне сәйкес тәңірлер мекендейді. Астрономияның дамуы мұндай
түсініктің қате екенін дәлелдеп берді, әйтсе де ыңғайлы болғандықтан, аспан
сферасы деген ұғым қазіргі астрономияда кеңінен қолданылады.
Ерте заманда аспан сферасы айналады деп есептелсе, біз оның айналысы
Жердің өз осін айналуынан пайда болатын көрінерлік құбылыс екенін жақсы
білеміз. Жер шары батыстан шығысқа карай айналатындықтан, аспан бізге
шығыстан батысқа қарай айналатын болып көрінеді. Осыдан аспан шырақтарының
шығыстан туып, батыстан батуы туындайды.
Аспан сферасының негізгі элементтері 1.3-суретте көрсетілген.
Зенит
Надир
Сурет 1.3 - Аспан сферасының элементтері
Зенит (Z) нүктесі бақылаушының дәл төбесінде, ал Надир (Z1) – сфераның
қарама-қарсы нүктесінде орналасқан. Осы екі нүктені қосатын түзу вертикаль
сызық немесе тік сызық, оған перпендикуляр әрі аспан сферасының нүктесі
арқылы өтетін жазықтық математикалық немесе нақты көкжиек жазықтығы деп
аталады. Ол аспан сферасын қиып, үлкен дөңгелек көкжиек түзеді. Көкжиек
аспан сферасын көрінетін және көрінбейтін екі бөлікке бөледі. Зениттен М
шырақ арқылы надирге дейін өтетін өтетін үлкен дөңгелек шырақ вертикалі деп
аталады. Аспан сферасы және шырақтардың тәуліктік айналысы дүние осінің
төңірегінде өтеді. Жер өлшемі жұлдыздарға дейінгі қашықтықпен салыстырғанда
өте кіші болғандықтан, іс жүзінде дүние осі жер бетіндегі кез келген орын
үшін Жер осіне параллель болады. Дүние осінің аспан сферасымен қиылысатын
нүктелері аспан сферасының айналысына қатыспайды. Сондықтан да олар дүние
полюстері деп аталады.Төңірегінде аспан сферасының айналысы
сағат тілінің айналу бағытына кері болатын полюс дүниенің солтүстік полюсі
қарсы полюс дүниенің оңтүстік полюсі деп аталады. Дүниенің солтүстік полюсі
маңында (10-қа жуық қашықтықта) Темірқазық жұлдызы орналасқан.
Зенит және дүние осі арқылы өтетін жазықтық аспан меридианының
жазықтығы, ал оның аспан сферасымен қиылысқан кезінде пайда болатын үлкен
дөңгелек аспан меридианы болып табылады. Аспан меридианы аспанның тәуліктік
айналысына қатыспайды да, көкжиекпен екі нүктеде қиылысады, олар —
көкжиектің оңтүстік (S) және солтүстік (N) нүктелері. Математикалық көкжиек
және аспан меридианы жазықтықтарының қиылысуында пайда болатын түзу
талтүстік сызық деп аталады. Оның себебі тал түсте тігінен қойылған
бағанның көлеңкесі осы түзу бойымен бағытталады. Жер бетінің кез келген
нүктесінде нақты оңтүстік-солтүстік бағытты осы талтүстік сызық бағыты
береді. Сондықтан ол Жер бетінде дұрыс бағдарлану үшін өте қажет бағыт
болып табылады. Аспанда оның қызметін аспан меридианы атқарады.
Аспан сферасының орталық нүктесі арқылы өтетін және дүние осімен тік
бұрыш жасайтын жазықтық аспан экваторының жазықтығы деп аталады. Жер
экваторына параллель бағытталған бұл жазықтық пен аспан сферасымен
қиылысқанда пайда болатын үлкен дөңгелек аспан экваторы деп аталады. Аспан
экваторы аспан сферасын оңтүстік және солтүстік екі жартышарға бөледі және
көкжиекпен екі нүктеде — шығыс (Е) және батыс (W) нүктелерінде қиылысады.
Дүние полюстері және шырақ арқылы өтетін үлкен дөңгелек шырақтың еңістік
дөңгелегі деп аталады. Кез келген шырақ аспан сферасының тәуліктік
айналысына қатыса отырып, тәуліктік параллель деп аталатын кіші дөңгелектер
бойымен қозғалады. Бұл жайт жылжымайтындай етіп бекітілген фотоаппаратпен
түсірілген түнгі аспанның суретінен айқын көрінеді.
Эклиптика — Күннің зодиак шоқжұлдыздары бойымен жылдық қозғалысы өтетін
үлкен дөңгелек. Күннің эклиптика бойымен қозғалуы Жердің Күнді айналуынан
туындайды. Эклиптика жазықтығы аспан экваторының жазықтығына ε= 23°26'
бұрыш жасай орналасқан. Күн шарығының орталық нүктесі аспан экваторын
жылына екі рет — 21 наурыз бен 23 қыркүйек маңында қиып өтеді. Бұл нүктелер
көктемгі және күзгі күн мен түннің теңелу нүктелері деп аталады. Көктемгі
күн мен түннің теңелу нүктесі (ϓ- Тоқты шоқжұлдызының таңбасымен
белгіленеді) арқылы Күн аспан сферасының оңтүстік жартышарынан солтүстік
жартышарына, ал күзгі күн мен түннің теңелу нүктесі(Ω-Таразы шоқжұлдызының
таңбасымен белгіленеді) арқылы кері бағытта өтеді.
Күн мен түннің теңелу нүктелеріне 90° құрайтын Күннің тоқырау нүктелері
орналасады. Жазғы күннің тоқырау нүктесі Торпақ пен Егіздер
шоқжұлдыздарының шекарасында жатыр, ол Шаянның зодиак таңбасымен
белгіленеді. Қысқы күннің тоқырау нүктесі Мерген шоқжұлдызында жатыр, ол
Ешкімүйіздің (Ұғылақ) таңбасымен белгіленеді (1.4-сурет).
Сурет 1.4 - Аспан сферасындағы эклиптика және экватордың орналасуы
Негізгі жазықтықтар мен үлкен дөңгелектер аспан координаталарын
енгізуде қолданылады [1].
Аспан координаталарының жүйелері
Жер бетіндегі кез келген нүктенің орны - ендік және бойлық (φ және
λ) географиялық координаталардың көмегімен анықталатыны белгілі. Аспан
координаталары аспан денелерінің аспан сферасында орналасуын анықтайды.
Аспан координаталары географиялық координаталарға ұқсас, бірақ
астрономдар географтарға қарағанда әp түрлі зерттеу мәселелеріне байланысты
аспан координаталарының бірнеше жүйесін қолданады. Солардың екеуімен
танысайық.
Координаталардың көкжиектік жүйесі. Жұлдыздардың көкжиекке және дүние
бұрыштарына қатысты көрінерлік орналасуын қарастырсақ, онда
координаталардың көкжиектік жүйесін алу ыңғайлы. Бұл жүйедегі негізгі
жазықтық — математикалық көкжиек жазықтығы. Аспан шырағының орны екі
бұрышпен анықталады, оның бірі — көкжиек сызығы бойымен өлшенетін шырақ
вертикаліне дейінгі бұрыш — азимут астрономияда, әдетте, оңтүстік нүктеден
батысқа қарай, ал географияда солтүстік нүктеден шығысқа қарай
есептелінеді. Екіншісі – вертикаль бойымен өлшенетін (1.5-сурет) шырақтың
көкжиектен бұрыштық қашықтығы – шырақ биіктігі(һ).
Сурет 1.5 - Аспан сферасындағы координаталар жүйесі
Шырақ биіктігінің -90°-тан +90°-қа дейін болады. Бұрыш өлшегіш құрал
көмегімен (мысал теодлоит) аспан денесінің жиектік координаталарын анықтау
оп-оңай.
Бірақ бұл координаталар жүйесін қолдану кезінде туындайтын қолайсыз
жағдайлар да бар. Себебі аспан денелерінің көкжиектік координаталарының
мәні уақыт пен бақылаушының тұрған орнына байланысты. Көкжиектік
координаталар шырақтардың аспанда белгілі бір орын мен уақыттағы орналасуын
анықтайды.
Координаталардың экваторлық жүйесі. Аспан сферасының көрінерлік
айналыста болатынын білдік, әрі жұлдыздардың ондағы орындары өзгермейді.
Сондықтан онымен бірге қозғалатын координаталар жүйесін қолдану ыңғайлы. Ол
– экваторлық координаталар жүйесі (1.6-сурет).
Сурет 1.6 - Экваторлық координаталар жүйесі
Оның негізгі жазықтығы – аспан шырағының аспан экваторынан бұрыштық
қашықтығын көрсететін координата еңістік деп аталады да, δ әрпімен
белгіленеді. Ол еңістік дөңгелегі бойымен өлшенетін доға ұзындығына тең.
Еңістіктің аспан сферасының солтүстік жартышарында таңбасы оң, мәні 0 –
ден +900 – қа дейін, ал оңтүстік жартышарда теріс, 0-ден -900 – қа
дейін.
Экваторлық жүйеде қолданылатын екінші координата географиялық бойлыққа
ұқсас. Ол тура көтерілу деп аталада да, α әрпімен белгіленеді.Тура көтерілу
координатасының мәні аспан экваторының бойымен көктемгі күн мен түннің
теңелу нүктесінен шырақтың еңістің дөңгелегіне дейін аспан сферасының
айналу бағытына қарама-қарсы бағытта өлшенеді.Сондықтан да жұлдыздардың
көкжиектен шығу кезегі олардың тура көтерілу мәндерінің өсу ретімен болады.
Тура көтерілудің мәні градустық (0°-тан 360°-қа дейін) және сағаттық
(0-ден 24 сағ-қа дейін) бірліктермен өлшенеді. Осы бірліктердің
арақатынасын анықтау 24 сағ = 360° екеніне негізделеді. Демек, 1 сағ = 15°;
1 мин = 15'; 1 с = 15"; 1° = 4 мин; 1' = 4 с.
Жұлдыздардың экваторлық координаталарының мәндері бақылаушыға қатысты
емес, әрі ұзақ уақыт бойы өзгермейді. Осылар бойынша олар аспан
карталарында орналастырылады және каталогтарда тіркеледі.
2. Күн жүйесі туралы ежелгі ғалымдардың көзқарасы
Бақыланатын аспан кұбылыстары жөніндегі дұрыс түсінік ғасырлар бойы
жинақталды. Астрономия ежелгі Мысырда (Египетте) және Қытайда негізі
салынғаны, ежелгі грек ғалымдарының кейініректегі табыстары жөнінде,
абыздардың бақылаулары, табиғат туралы олардың жалған түсінігі жөнінде
білеміз.
Біздің эрамыздың II ғасырында ежелгі грек ғалымы Клавдий Птолемей
жетілдірген, дүниенің геоцентрлік жүйесі де өзімізге мәлім. Ол дүниенің
центрі етіп шар тәрізді болса да козғалмайтын Жерді "қойды", ал қалған өзге
шырақтар оны айналады деді. Планеталардың көрінетін тұзақ тәрізді
козғалысын Птолемей, бір қалыпты екі дөңгелек бойымен болатын
қозғалыстардың: кіші шеңбермен жүретін планетаның өз қозғалысы мен, әлгі
кіші шеңбер центрінің Жерді айнала қозғалуының қосылуынан болады деп
түсіндірді. Алайда, планеталардың қозғалысы жөнінде бақылау мәліметтері
молайған сайын міні жоқ керемет көрінген Птолемей теориясы күрделі
жөндеуді қажет етті. Барған сайын күрделенілген жүйенің жасандылығы көрініп
және теория мен бақылау арасында жеткілікті үйлесім болмағандықтан, оны
алмастыру (өзгерту) қажет болды. Осыны XVI ғасырда ұлы поляк ғалымы Николай
Коперник (1473—1543) істеді.
Коперник ғасырлар бойы адамдардың ойына ұялап алған Жер қозғалмайды
деген догмалық қағиданы алып тастады. Жерді қатардағы планеталар санатына
қосып, ол — Жер Күннен былайғы үшінші орында болады деп және Жер барлық
планеталармен бірге Күнді айнала кеңістікте қозғалады, сондай-ақ өз осін
айнала қозғалады деп көрсетті. Коперник сол кездегі белгілі аспан
құбылыстарын және тұзақ тәрізді болып көрінетін планеталардың қозғалыстарын
тек қана Жердің айналуынан және оның Күнді айнала қозғалуынан болады деп
батыл дәлелдеді. Коперниктің гелиоцентрлік теориясымен жасалған осы
астрономиядағы және дүниеге көзқарас жөніндегі революция табиғатты
зерттеуді діннен босатты деп Ф. Энгельс атап көрсетті.
Галилео Галилей (1564—1642) телескопты алғаш аспанға бағыттағандардың бірі
болды, өзінің ашқандарын Коперник теориясының дәлелі ретінде дұрыс
түсіндірді. Мысалы, Галилей Шолпанның фазаларын ашты. Осындай түр алмасу,
Шолпан планетасының Жерді емес, Күнді айналатын жағдайда ғана мүмкін екенін
тапты. Галилей Ай бетінде таулар барын анықтап, олардың биіктігін өлшеді.
Сөйтіп Жер мен аспан денелері арасында түпкілікті айырмашылық жоқ болып
шықты: мысалы, Жер бетіндегі тауларға тән қасиеттер аспан денесінде де бар
екен. Осыдан Жер сондай денелердің бірі ғана деп сеніммен айту мүмкін
болды.
Галилей Юпитер планетасының төрт серігін ашты. Олардың Юпитерді айнала
қозғалысы айналу центрінде тек Жер ғана болады деген түсінікті бекерге
шығарды. Галилей Күн бетінде дақтар бар екенін аңғарып және олардың орын
ауыстыруына қарап, Күн өз осін айналады деп қорытты. "Көктегі мүлтіксіз
тазалықтың" үлгісі деп саналатын Күнде дақтардың болуы да аспан мен Жерде
түпкілікті айырмашылық бар деген идеяны жоққа шығарды.
Құсжолы телескоптың көру өрісінде толып жатқан бәсең жұлдыздар шоғыры
болып шықты. Ендеше, адам санасында Әлем, Аристотель мен Птолемей және орта
ғасырдағы шіркеу қызметкерлері түсіндіргендей, Жерді шыр айналатын кіп-
кішкене бір дүниешік емес, ешнәрсемен салыстыруға келмейтін ересен зәулім
дүние болып табылады. Коперниктің ашқанынан әлемнің құрылымы және аспан
денелерінің мекен-жайы жөнінде батыл философиялық қорытындылар шығарған
Джордано Бруноға (1548— 1600) шіркеу қандай озбырлық істегенін физика және
тарих курстарынан білеміз. Әлем құрылысы жайында ақиқат білімді тарату
хақында М. В. Ломоносов (1711—1765) шіркеу қызметкерлеріне қарсы батыл
күрес жүргізді. Ломоносов өткір және тартымды тілмен жазылған сықақ
өлеңдерінде шіркеу надандарын келемеждеді. Адам ойын бұғаудан босату,
шіркеудің шағын, томаға тұйық догмаларынан безу, табиғатты ғылыми тұрғыдан
батыл зерттеуге бастау — міне, дүниеге көзқарас үшін Коперник, Бруно және
Галилей күресінің ең басты, бүкіл адамзаттық маңызы бар қорытындысы осы.
Күннің жалпы сипаттамасы
1.Күн энергиясы. Күн — Күн жүйесінің орталық және ең үлкен денесі.
Күн массасы Жер массасынан 333000 есе артық және қалған барлық
планеталардың жиынды массасынан 750 есе көп. Күн — энергияның аса қуатты
көзі, оның энергиясы электромагниттік толқындар спектрінің барлық бөлігінде
— рентген және ультракүлгін сәулелерден бастап радиотолқындарға шейін ұдайы
сәуле шығарып, таратып тұрады. Бұл сәулелер Күн жүйесіндегі барлық
денелерге күшті әсер етеді: оларды қыздырады, планеталардың атмосферасына
әсер етеді, Жердегі тіршілікке қажетті жарық жылу береді. Сонымен қатар Күн
— бізге ең жақын жұлдыз, өзге жұлдыздардан оның айырмашылығы, біз оның
дөңгелек шарасын бақылай аламыз да, телескоптың көмегімен өлшемі бірнеше
жүз километр шамасындағы ұсақ бөлшектеріне шейін зерттей аламыз. Күн —
нағыз жұлдыз, сондықтан оны зерттеу жалпы жұлдыз атаулының табиғатын
түсінуге көмегін тигізеді.
Жер орбитасының эллипстігіне байланысты Күннің көрінетін бұрыштық
диаметрі едәуір өзгеріп тұрады. Орташа алғанда ол 32' немесе 1107 радиан.
Ендеше Күн диаметрі 1107 а. б., яғни 1 400 000 км-ге жуық, Жер
диаметрінен 109 есе артық деген сөз.
Жер атмосферасының шегінен тысқарыда күн сәулелеріне перпендикуляр
орналасқан 1ауданға Күннің 1,36 кВт сәулелік энергиясы сәйкес келеді.
Осы санды радиусы Жерден Күнге дейінгі кашықтыққа тең шар бетінің ауданына
көбейтіп, Күннің толық сәуле шығару қуатын (оның жарқырауын) табамыз, ол 4
1023 кВт-қа жуық. 6 000 К (Күннің эффектілі температурасы) температураға
шейін қыздырылған дене осындай қуатты сәуле шығарады. Жердің Күннен алатын
энергия ағыны шамамен оның толық энергиясының 12 000 000 000-іне тең.
2.Күннің құрылысы. Барлық жұлдыздар тәрізді Күн — қызған газ шар.
Негізінде ол 10% (атомдардың санына қарай) гелий қоспасы бар сутегінен
тұрады. Өзге элементтердің бәрін қоса алғандағы атомдарының саны шамамен
1000 есе кіші. Сөйтсе де, масса жағынан осы ауырырақ элементтерге Күн
массасының 1— 2%-і келеді. Күндегі заттар күшті иондалған, яғни атомдар
өздерінің сыртқы электрондарынан айрылған. Ол электрондар иондалған газдың
— плазманың еркін бөлшектеріне айналады.
Күн затының орташа тығыздығы ~ 1400 кгм3. Осы мән су
тығыздығымен шамалас та, Жер бетіндегі ауа тығыздығынан мың есе артық.
Дегенмен, Күннің сыртқы қабаттарында тығыздық орташа тығыздықтан миллион
есе кіші де, ал центрінде 100 есе артық. Күннің центріне бағытталған
гравитациялық тартылыс күштерінің әсерінен оның қойнауында зор қысым пайда
болады. Егер Күн ішіндегі зат біркелкі таралған және
тығыздық барлық жерде орташаға тең болса, онда ішкі қысымды есептеу оңай
болар еді. - ге тең тереңдік үшін шамамен мынадай есептеу жүргізелік.
Осындай тереңдіктегі Ғ = mg ауырлық күші ауданы 5 болатын биіктігі
1 2RQ радиал бағанның ішіндегі заттың массасымен, сонымен қатар радиусы
l2R0 сфера бетіндегі мәнімен анықталатын болады. Осындай бағандағы күн
затының массасы мынаған тең болады:
(1.1)
ал біртекті Күннің центрінен 12RQ қашықтықтағы гравитациялық үдеу
бүкіләлемдік тартылыс заңы бойынша мынаған тең болады:
(1.2)
өйткені көрсетілген сфераның көлемі барлық Күн көлемінің не тең және
тығыздық тұрақты болатын кезде оның ішінде болады. Сондықтан
қысым:
(1.3)
Осыдан р = 6,6-1013 Па болады, яғни ол атмосфералық қысымнан миллиард есе
артық.
Газ заңдарына сәйкес қысым температура мен тығыздыққа пропорционал
болады. Бұл Күн қойнауларындағы температураны анықтауға мүмкіндік береді.
Тығыздық пен температураның центрге қарай артатыны ескерілген дәл
есептеулер Күннің центрінде газ тығыздығының 1,5-105 кгм3 шамалас екенін
көрсетеді (қорғасынның тығыздығынан 13 есе артық), ал қысым 2 1018 Па
шамалас та, температура — 15 000 000 К шамалас.
Осындай температурада сутегі атомдарының ядролары (протондар) өте
жоғары жылдамдыққа (секундына жүздеген километр) ие болады да, бір-бірімен
(олардың арасындағы электростатикалық тебілу күштердің әсеріне қарамастан)
соқтығыса алады. Осындай соқтығысулардың бағзы біреулері ядролық
реакциялармен тынады, ол кезде сутегінен гелий түзіледі де, көп мөлшерде
жылу бөлініп шығады. Бұл реакциялар Күннің қазіргі эволюция кезеңіндегі Күн
энергиясының көзі болып табылады. Соның нәтижесінде Күннің орталық
атыраптарында гелий мөлшері біртіндеп артады да, сутегі мөлшері кеми
береді.
Күн центрінің өзінде Күн қойнауларында пайда болатын энергия ағыны
сыртқы қабаттарға беріліп, барған сайын үлкен аудандарға тарала береді.
Осының салдарынан Күн центрінен алыстаған сайын күн газдарының
температурасы кеми береді. Температураның мәніне қарай және онымен
анықталатын процестердің сипатына қарай, бүкіл Күнді шартты түрде 4 аймаққа
бөлуге болады:
1) ішкі, центрлік аймақ (ядро), мұнда қысым мен температура ядролық
реакциялардың жүруін қамтамасыз етеді де, ол центрден шамамен 13RӨ
аралыққа шейін тарайды;
2) "сәулелік" белдеу (13-ден 23Rq аралықта), мұнда энергия қабаттан
қабатқа электромагниттік энергия кванттарын алма-кезек жұту және шығару
арқылы сыртқа беріледі;
3) конвекциялық белдеу — "сәулелік" белдеудің үстіңгі жағынан Күннің дәл
көрінетін шекарасына шейінгі аралық. Мұңда температура Күннің көрінерлік
шекарасына жуықтаған сайын тез кемиді де соның нәтижесінде зат алмасуы
(астынан жылытқан ыдыстағы сұйықтың қайнағаны сияқты конвекция) жүріп
жатады;
4) атмосфера, бұл бірден конвекциялық белдеуден басталады да, Күннің
керінетін дөңгелек жүзінің шегінен аулаққа таралып кетеді. Атмосфераның
төменгі қабатына газдардың жұқа қабаты кіреді де, біз оны Күннің беті
ретінде қабылдаймыз. Атмосфераның жоғарғы қабаттары тікелей көрінбейді,
олар не Күннің толық тұтылуы кезінде, не арнаулы приборлар көмегімен
бақыланады;
3. Күн атмосферасы және Күннің әрекет-қимылы. Шартты түрде Күн
атмосферасын да бірнеше қабатқа бөлуге болады. Атмосфераның қалыңдығы
200—300 км, ең терең қабатын фотосфера (жарық сферасы) деп атайды.
Спектрдің көрінетін бөлігінде бақыланатын бүкіл дерлік Күн энергиясы осы
фотосферадан шығады. Күннің тереңірек қабаттарындағыдай фотосферада да
температура центрден қашықтаған сайын, 8000-нан 4000 К-ге шейін жуық
өзгеріп, кеми береді: фотосфераның сыртқы қабаттарының күшті суынуы,
олардан сәулелердің планетааралық кеңістікке таралып кетуінен болады.
Фотосфераның фотосуреттерінен жіңішке күнгірт аралықтармен бөлінген,
мөлшері орта есеппен 1000 км-ге жуық жарқыраған "кішкентай дәнектер"
–гранула түріндегі оның нәзік құрылымы жақсы байқалады. Бұл құрылым
грануляция деп аталады. Ол — газдар қозғалысының салдары, ал газдар
қозғалысы фотосфераның астында орналасқан конвекциялық белдеуде болады.
Фотосфераның сыртқы қабаттарында температураның кемуі салдарынан
Күннің көрінерлік спектрінде (ол түгел дерлік фотосферада өтеді) жұтылу
қара сызықтары байқалады. Алғаш 1814 жылы осындай сызықтардың бірнеше
жүздеген суретін салған неміс оптигі Й. Фраунгофердің (1787—1826) құрметіне
оларды фраунгофер сызықтары деп атайды. Тағы әлгі себептен (Күн шетінен
алыстаған сайын температураның түсуінен) Күннің дөңгелек шеті қараңғыланып
көрінеді.
Фотосфераның ең жоғарғы қабаттарында температура 4000 К-ге жуық
мәнге жетеді. Осындай температура және 10~3 — 10~4 кгм3 тығыздықта сутегі
іс жүзінде бейтарап қалыпта болады. Негізінен металдарға жататын атомдардың
0,01 %-ке жуығы ионданған атомдар шамасында ғана. Дегенмен жоғарырақта
атмосфера ішінде температура жоғарылап, сонымен бірге иоңдану да әуелі
ақырын, содан кейін өте тез қайтадан есе бастайды. Жоғары қарай температура
өсе бастайтын және сутегінің, гелийдің және тағы басқа элементтердің
иондануы бірінен соң бірі ретімен жүре бастайтын күн атмосферасының аймағы
хромосфера деп аталады. Оның температурасы он мыңдаған және жүз мыңдаған
кельвинге барады. Ол күннің тұтылуының сирек мезеттерінде Айдың қараңғы
жүзінің айналасында жарқырап қызғылт әдіптей болып көрінеді. Хромосферадан
жоғарырақ күн газдарының температурасы 106 — 2 106 К-ге жетеді де; одан
әріде Күннің көптеген радиустарындай аралықта өзгермейді. Осы сирек және
ыстық қабық күн тажы деп аталады . Оны Күннің толық тұтылу фазасында
маржандай жарқын сәуле түрінде көруге болады, сонда ол ғажап әдемі
көрініске айналады. Таж газы, планетааралық кеңістікте "буланып", Күннен
ұдайы ағып тұратын сиректелген, ыстық плазма ағыны —күн желі дегенді
туғызады. Хромосфера мен тажды ең тәуірі ультракүлгін және рентген
сәулелері арқылы спутниктер мен орбиталық космостық станциялардан бақылаған
жөн. Кейде фотосфераның жеке аймақтарында гранулалар аралығындағы қараңғы
аралықтар ұлғайып, дөңгелекше кішкене кеуектер түзіледі; олардың
кейбіреулері үлкен қарауытқан дақтарға айналып, шала көлеңкемен жиектеледі;
шала көлеңке өзі бой-боймен радиал созылған фотосфералық гранулалардан
тұрады.
Галилей Күн дақтарын телескоппен бақылап, Күннің көрінетін жүзінде
орын ауыстыратынын байқады. Ол — осыған сүйеніп, Күн өз осінен айналады
деген қорытындыға келді. Күннің бұрыштық айналу жылдамдығы экватордан
полюстерге қарай кемиді, экватордағы нүктелер бір толық айналымды 25
тәулікте жасайды да, полюстер маңында Күннің жұлдыздық айналу периоды 30
тәулікке дейін ұлғаяды. Жер өз орбитасының бойымен Күннің айналысы
бағытында қозғалады. Сондықтан Жердегі бақылаушы үшін Күннің өз осінен
айналу периоды екі тәуліктен көбірек болады да, Күн дискісінің тап
ортасында болған дақ қайтадан Күннің орталық меридианынан 27 тәуліктен
кейін өтеді.
Дақтар — тұрақты түзіліс емес. Күн бетіндегі дақтардың саны және пішіні
ұдайы өзгереді. Тегінде Күн дақтары топ-тобымен пайда болады.
Күн дискісінің жиегінің маңында дақтар төңірегінде жарығырақ
түзілістер көрінеді, дақтар күн дискісінің центріне жақын кезінде әлгілер
байқалмайды дерлік. Осы жарық түзілістер факелдер деп аталады. Егер Күнді
ақ сәулемен емес, сутегінің, ионданған кальцийдің және басқа кейбір
элементтердің спектрлік сызықтарына сәйкес келетін сәулелерде фотоға
түсірсе, әлгі факелдер әлдеқайда айқындалып және Күннің бүкіл бетінен
көрінеді. Сондай фотосуреттерді спектрогелиограмма деп атайды. Осылар
бойынша күн атмосферасының жоғарырақ қабаттарының құрылысын және көбінесе
хромосфераны зерттейді.
Күн бетіндегі әрекет-қимыл күшейген аймақтар және дақтар уақыт бойынша
периодты түрде орташа алғанда 11 жыл сайын ауысып отырады. Осы құбылысты
кун қимылының циклі деп атайды. Цикл басталғанда дақтар жоқтың қасы, содан
кейін олардың саны әуелі экватордан жырақта, одан кейін оған жуықтап көбейе
бастайды. Бірнеше жылдан кейін дақтар саны максимумға жетеді, яғни оны күн
әрекет-қимылының максимумы дейді, ал содан кейін ол төмендейді. Дақтардың
және факелдердің басты ерекшелігі —оларда магнит өрістерінің болуы.
Дақтарда магнит өрісі индукциясы үлкен де, кейде 0,4—0,5 Тл-ға жетеді, ал
факелдерде магнит өрісі бәсеңдеу. Қашан да, дақтар тобында өте ірі екі дақ
бар, оның біреуі топтың батысы, екіншісі шығысы жағында; олардың таға
тәрізді магниттің екі полюсі сияқты қарама-қарсы магниттік полюстері бар.
Күн атмосферасында магнит өрістері өте маңызды роль атқарады — олар
плазманың қозғалысына, оның тығыздығына және температурасына күшті әсер
етеді. Атап айтқанда, фотосфера жарықтығының факелдерде күшейіп, ал дақтар
аймағында оның әжептәуір (10 еседей) кемуінің мәнісі, бәсең магнит өрісінде
конвекциялық қозғалыстар күшейіп, ал магнит өрісінің индукциясы үлкен
болған кезінде олардың өте нашарлауынан болады. Дақтардың қара болып
көрінуі тек қарама-қарсы түстердің әсері ғана: олардың айналасындағы
фотосфера ыстығырақ болғандықтан жарығырақ көрінеді. Дақтардың
температурасы 3700 К маңында, сондықтан дақ спектрінде қарапайым екі
атомды: СО, ТіО, СН, CN сияқты, молекулалардың жұтылу жолақтары бар, ал
бұлар ыстығырақ фотосферада атомдарға ыдырайды.
Температурасы мен тығыздығы үлкен болғандықтан, факелдер үстіндегі
хромосфера жарығырақ. Дақтар тобында едәуір күшті өзгерістер болған кезде,
кішкене аймақта кейде хромосфералық оталыстар пайда болады: кенеттен
10—15 минут ішінде хромосфераның жарықтығы қатты күшейеді, қойыртпақталып
газ атылып шығады, ыстық плазма ағыны үдей түседі. Бағзы бір жағдайларда
зарядталған жеке бөлшектер өте зор энергия мәніне жете үдей қозғалады. Бұл
кезде Күннің радиосәулелер шығару қуаты әдетте миллион еселеп үлкейеді.
Тажда мөлшері одан да керемет, әрекетті түзілістер —протуберанецтер
байқалады. Олар таж затымен салыстырғанда тығыздау газдардың бұлттарының
қозғалыстары, бұлардың қозғалыс сипаты және пішіні тетенше әрқилы.
Протуберанецтердің пішіні және олардың қозғалысы, фотосферадағы тажға
кеулеп ететін магнит өрістерімен байланысты.
4. Күн-Жер байланысы. Жерде болып жататын құбылыстарға Күн зор ықпалын
тигізеді. Жер атмосферасының жоғарғы қабаттарындағы ең маңызды физикалық
және химиялық процестер Күннің қысқа толкыңды сәулелеріне тәуелді.
Көрінетін және инфрақызыл сәулелер Жерге негізгі жылу "берушілер" болып
табылады. Әр түрлі елдер де, оның ішінде біздің елде де, күн энергиясын
шаруашылық және өнеркәсіп мақсаттарында кеңінен қолдану бағытында жұмыстар
жүргізілуде (электр энергиясын алу, үйлерді жылыту және т. б.). Келешекте
Күн сәулесінің энергиясын пайдаланудың артатыны сөзсіз.
Күн Жерге жарық беріп және жылытып қана қоймайды. Бірқатар
геофизикалық құбылыстар Күн әрекетінің білінуімен қосарласа өтеді.
Оталыстарда үдеген зарядты бөлшектердің ағыны Жердің магнит өрісіне әсер
етеді де, магнит дауылдарын туғызады, ал бұлар зарядталған бөлшектерді
атмосфераның төменірек қабаттарына енгізеді де, осыдан полярлық жарқыл
туады. Күннің қысқа толқынды сәулесі мен атмосферасының жоғарғы қабатының
(ионосфераның) иондануын күшейтеді, ал бұл радиотолқындардың таралу
жағдайына күшті әсер етіп, кейде радиобайланысты бұзады. Күндегі процестер
Жердің атмосферасы мен магнит өрісіне әсер ете отырып,
жан-жануарлар әлемі мен өсімдіктер әлемінің, органикалық әлемнің күрделі
процестеріне де жанама ықпал жасайды екен. Бұл ықпалдарды және оның
механизмін қазіргі кездерде ғалымдар зерттеу үстінде [2].
3. Күн жүйесіндегі планеталар қозғалысының заңдылықтары
Николай Коперник (1473—1543 жж) гелиоцентрлік моделін жасаған
кезде өте ертеде қалыптасқан планеталардың шеңбер бойымен тұрақты
жылдамдықпен қозғалатыны туралы қағиданы сақтап қалды.
Неміс астрономы И.Кеплер(1571-1630жж) планеталардың Н.Коперник іліміне
сәйкес алдын ала есептелген орындары мен бақылау кезіндегі анықталған
орындарының бір-біріне айырмашылығы бар екенін байқаған болатын.
Планеталардың гелиоцентрлік орбиталарының түрін анықтау үшін ол Дания
астрономы Тихо Брагенің (1546-1601жж) өте мұқият жасаған Марс қозғалысына
қатысты бақылау жұмыстарының нәтижелерін пайдаланды.Оның 1609-1619 жылдары
планеталар қозғалысының үш негізгі заңын ашуы көп жылғы жұмысының нәтижесі
еді.Бұл заңдар оның есімімен Кеплер заңдары деп аталады.
Кеплердің бірінші заңы планета орбитасының пішінін анықтайды: барлық
планеталар күнді эллипс бойымен айналады,оның фокустарының бірінде күн
орналасады.Эллипстің симметрия центрі – О, үлкен АА1=2а және кіші ВВ1=2b
екі симметрия осі бар,мұндағы а - үлкен жарты ось, b – кіші жарты ось деп
аталады (1.7-сурет).
Сурет 1.7 - Эллипстің симметрия центрі және радиус векторы бейнеленген
Оның екі фокусы центрден OF1 = OF2 = c = a2 - b2 қашықтықта орналасқан.
Эллипстің негізгі қасиеті: эллипстің кез келген нүктесінен фокустарға
дейінгі қашықтықтардың қосындысы үлкен ось ұзындығына тең болатын тұрақты
шама:
MF1 + МҒ2 = 2а.
(1.4)
е = са қатынасы эллипстің эксцентриситеті деп аталады.Ол эллипстің
сопақтық дәрежесін көрсетеді: е неғұрлым үлкен болса, эллипстің шеңберден
айырмашылығы да соғұрлым көп болады.Егер с = 0 болса, онда е = 0, яғни
эллипс радиусы а болатын шеңберге айналады.
Шолпан мен Жер орбиталарының пішіндері шеңберге өте жақын (Шолпан
орбитасының эксцентриситеті 0,0068, Жердікі 0,0167). Өзге планеталардың
көпшілігінің орбиталары әлдеқайда созылыңқы болып келеді. Орбитаның Күнге
ең жақын нүктесін перигелий, оның ең алыс нүктесі афелий деп аталады.
Эллипстің үлкен а жартыосі планетадан Күнге дейінгі орташа қашықтыққа тең.
Жерден Күнге дейінгі орташа қашықтық Күн жүйесінде қолданылатын қашықтықтың
өлшем бірлігі ретінде қабылданған. Ол астрономиялық бірлік (а.б.) деп
аталады:
1 а.б. = 149 600 000 км.
Кеплердің екінші заңы-аудандар заңы планета қозғалыстарының
бірқалыпты емес екенін анықтайды: планетаның радиус-векторы бірдей уақыт
аралығында шамалары бірдей аудандар сызып шығады.
1.8 – суретке назар аударайық.
Сурет 1.8 - Екі аудан бір-біріне тең, дененің бірдей уақыт аралығында
жүріп өткен жолдары көрсетілген
Жердің табиғи серігі Айдың және кез келген жасанды серіктердің Жерге ең
таяу келетін нүктесі перигей, ал ең алыс нүктесі апогей деп аталады.
Мұндағы екі аудан бір - біріне тең, ал дененің бірдей уақыт аралығында
жүріп өткен жолдары, яғни М1М2 және М3М4 доғаларының ұзындықтары бірдей
емес. r радиус-вектор неғұрлым кіші болса, доға соғұрлым ұзын болады, яғни
планетаның бұл орындағы жылдамдығы да үлкен. Планеталар ең үлкен
жылдамдықпен перигелийде, ал ең кіші жылдамдықпен афелийде қозғалады.
Кеплердің үшінші заңы планеталардың орбиталық периодтары мен олардан
Күнге дейінгі қашықтық арасындағы байланысты анықтайды: кез келген екі
планетаның Күнді айналу периодтары квадраттарының қатынасы олардың
орбиталарының үлкен жартыосьтерінің кубтарының қатынасына тең болады.
Екі планетаның үлкен жартыосьтерін а1 және а2 деп, ал айналу
периодтарын Т1 және Т2 деп белгілейтін болсақ, онда Кеплердің үшінші заңын
мына түрде жазуға болады:
(1.5)
Ньютон өзінің бүкіләлемдік тартылыс заңын ашқан соң, Кеплердің үшінші
заңын жалпы түрге келтірді. Ол массалары M1 және М2 екі дене ауырлық
центрін бір-бірінен арақашықтықта Т периодпен айналса,
(1.6)
қатынасы міндетті түрде орындалатынын дәлелдеді. Осы қатынастың көмегімен
аспан денелерінің массаларын анықтау мүмкіндігі туды.
Мысал ретінде Жер - Күн және Жер - Ай жүйесінің қашықтықтары мен айналу
мерзімдерін біле отырып, Жерге қатысты алғандағы Күн массасын есептеп
шығарайық. Жоғарыдағы қатынасты Жер — Күн жүйесі үшін
(1.7)
және Жер — Ай жүйесі үшін
(1.8)
түрінде жазайық. Теңдеулердің сол жақтарын теңестіріп және орталық денемен
салыстырғанда олардың серіктерінің массаларын есепке алмайтын болсақ,
Күннің Жерге қатысты массасын табамыз:
(1.9)
Дәл осылай Жер - Ай жүйесінің сандық мәндерін қандай да бір планета
серік-жүйесінің сандық мәндерімен салыстыра отырып, кез келген
планеталардың массаларын анықтауға болады.
Кеплер заңдарын тек Күн жүйесі денелерінің қозгалыстарына ғана емес,
сонымен қатар барлық аспан денелері жүйелерінің қозғалыстарына да қолдануға
болады.
Есеп. Марс орбитасының үлкен жартыось 1,5 а.б. Оның Күнді айналу
периодын есептеп шығарыңдар.
Берілгені: Шешуі:
a1 = 1,5 а.б.
a2 = 1 а.б
T2 = 1 жыл
T1 - ? Жауабы: жыл
Астрономиядағы қашықтықты анықтаудың кейбір тәсілдері.
Параллакс тәсілі. Жұлдыздар бізге алыс көкжиектегі таулар сияқты
барлығы бірдей қашықтықта орналасқандай болып көрінеді.Ең жақын деген
жұлдыздың жарығы өте зор жылдамдықпен қозғалып, бізге тек 4,3 жылда жетеді
екен.Мұндай және бұдан да алыс қашықтықтағы жұлдыздардың қозғалысын,
өлшемдерін, Жерден қашықтықтарын жай көзбен байқау мүмкін емес. Дегенмен
Жерге біршама жақын аспан денелеріне, соның ішінде, Күн жүйесінің денелері
мен кейбір таяу жұлдыздарға дейінгі қашықтықты бір – бірінен алшақ екі
орыннан бақылау арқылы анықтауға болады. Бұл тәсіл астрономияда параллакс
тәсілі деп аталады. С денесін А және В нүктелерінен қарастырайық (1.15-
сурет).
Сурет 1.9 - С денесін А және В нүктелерінен қарастырылған
Оның аспан сферасындағы орындары С1 және С2 нүктелерімен анықталсын.
Онда С ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Күнделікті тұрмыстағы көптеген табиғи құбылыстарды астрономиялық
білімдер арқылы шешуге тура келеді. Астрономия ғылымы аспан денелері мен
олардың жүйелерінің қозғалысын, құрылысын, пайда болуын және дамуын
зерттейтін ғылым. Оның жинақтаған білім қоры адамзаттың практикалық қажеті
үшін жұмсалады.
Астрономия - ежелгі ғылымдардың бірі, ол адамзаттың тұрмыс қажетінен
туындап, онымен бірге дамып отырды. Біздің эрамызға дейінгі математика,
геометрия және басқа жаратылыс ғылымдарымен қатар астрономия ежелгі
Грецияда, Мысырда және Қытайда дами бастады. Ежелгі грек ғалымдарының
еңбектері қарапайым астрономия дамуына көп әсерін тигізді. Сонымен, аспан
денелерінің және олардың жүйелерінің қозғалысын, құрылысын, шығу тегін және
дамуын зерттей отырып, астрономия әлемнің тұтастай алғандағы құрылысы мен
дамуы жайлы түсінік береді. Астрономия адамзат пайда бола бастағандағы ең
алғашқы ғылым және табиғатты танып білуде әрқашан алдыңғы қатарда болады.
Қазіргі кезде астрономия ерекше қарқынмен дамуда. Зерттеудің жаңа
әдістері мен құралдары пайда болумен ғарыштан алынатын информация легі күрт
өсті және әлемді оқып білуде жаңалықтар бірінен соң бірі ашылуда. Бұндай
жаңалықтар ашылуына ерекше көңіл бөлінеді, себебі табиғат туралы
фундаментальды білімді бізге астрономия береді, яғни материя қозғалысы мен
құрылысының ең терең жалпылама заңдылықтарын ашады. Сонымен, астрономияның
оқушылар мен білімгерлердің дүниеге ғылыми жаратылыстың дұрыс көзқарастарын
қалыптастыруда алатын орны ерекше. Сондықтан, мектептерде астрономия пәнін
сапалы оқытудың маңызы өте зор. Соңғы кезде елімізде ғылыми негізгі жоқ
білім салалары көбейіп кетті. Мысалы, астрология, парапсихология, магия
және т.б. Осындай ғылыми негізі жоқ бағыттар келешек жастардың мінез-
құлқын, танымын бұрмалап кетпеу үшін жаратылыстану ғылымдары пәндерін,
соның ішінде астрономияны оқыту қажет.
Бұл дипломдық жұмыста астрономия пәнінің Күн жүйесінің құрылысы мен
планеталар қозғалысы тақырыбын мектепте сапалы оқытудың әдістемесі
қарастырылған.
Жұмыс екі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде Күн жүйесінің құрылысын
оқытудың теориялық негіздері тақырыбы туралы мәліметтер, яғни Күн жүйесі
құрылысы және оның қозғалыс заңдылықтары берілген .
Екінші бөлім планеталар қозғалысын оқытудың әдістемесі. Бұл
бөлімде планеталардың жалпы сипаттамалары, конфигурациялары, олардың
табиғатының физикалық шарттылығы, Жер планетасы, біздің галактика туралы
айтылған.Күн жүйесі кұрылысы, планеталар қозғалысы, Күн жүйесі, аспан
денелері қозғалыс заңдылықтарын тиімді оқыту әдістемелері туралы айтылған.
Жұмыстың өзектілігі: Ғылым мен техниканың қарқынды даму кезеңінде
астрономияны оқып үйрену өте маңызды мәселелердің бірі. Сондықтан астро-
номия тақырыптарын ақпараттық техногияларды қолдана отырып сабақ жүргізу
оқушылар үшін өте тиімді.
Дипломдық жұмыстың мақсаты мен міндеттері: Aстрономиялық құбылыстарды
оқушыларға түсіндірудің бір қиыншылығы – олар тек түнде жұлдыздар әлімінің
аз ғана бөлігі көзге көрінеді, бірақ жердің күнді айнала қозғалыс себебінен
аспан әлемін толық байқау қиындық тудырады. Бұл жұмыс осы тақырыпты
кеңінен, әрі тиянақты талдау арқылы әдістемелік тұрғыдан егжей-тегжейлі
қарастырылған.
Дипломдық жұмыстың зерттеу объектісі: Орта мектептің физика және
астрономия сабақтарында астрономия тақырыптарын оқыту. Астрономиялық
құбылыстарды қарапайым талдаудан бастап, галактикалар және әлемнің
дамуындағы астрофизикалық құбылыстарын түсіндіру арқылы оқыту
қарастырылған.
Дипломдық жұмыстың ғылыми-әдістемелік жаңалығы: Әдістемелік тұрғыдан
аз зерттелген орта мектептің астрономия сабақтары тақырыптарының
әдістемесін жасау.
Жұмыстың құрылымы: Дипломдық жұмыс кіріспе, екі тарау, қорытынды және
пайдаланылған әдебиеттер тізімінен құрылған.
1. КҮН ЖҮЙЕСІІНІҢ ҚҰРЫЛЫСЫН ОҚЫТУДЫҢ ТЕОРИЯЛЫҚ НЕГІЗДЕРІ
1. Жұлдызды аспан
Айсыз ашық түні аспаннан сан жетпес жұлдыздар жымыңдап, адамның көңілін
өздеріне еріксіз аударады. Шынында да, жер бетінің кез келген орнынан бір
мезетте аспан күмбезінен құралсыз көзбен үш мыңға тарта жұлдызды көруге
болады. Оларды танып - білмек үшін адамдар өте ерте заманда жұлдыздардың
өзара орналасуын жан - жануарларға немесе басқа нәрселерге ұқсатып
топтастырып, оларға шоқжұлдыз атауларын берген. Мысалы, Геркулес пішіні бір
тізесін бүккен адамға, Торпақ - бұқаның мүйізіне, Аққу мен Бүркіт - қанатын
жая самғап ұшқан құстарға ұқсайды. Сондай-ақ Қарақұрт, Жылан, Сужылан т.б.
шоқжұлдыздарының атаулары олардың бейнелерінің өздері аттас жәндіктерге
айна-қатесіз ұқсауынан туындаған. Сонымен қатар қайсыбір шоқжұлдыз
атауларының мағыналық мәні де бар. Мысалы, Таразы шоқжұлдызының атауы күзгі
күн мен түннің теңелуі кезінде Күннің осы шоқжұлдызда (осыдан 2000 жыл
бұрын) орналасуынан туған. Сондай-ақ шоқжұлдыз атаулары қатарында аңыздарда
кездесетін кейіпкерлер мен жануарлар да баршылық. Мысалы, Персей, Қауыс-
Мерген, Айдаһар, Кентавр т.б.
Қайсыбір шоқжұлдыздардың атауы ата – бабаларымыздың тұрмыс – салт әдет
– ғұрып, ғарыштану және діни түсніктермен байланыстырылған. Астрономия
тарихын зерттеуші орыс ғалымы Д.О.Святский өз еңбектерінде дала
қазақтарының Темірқазық пен оның маңындағы бірнеше жұлдыздарды аспан
қазығына арқандалған жылқы ретінде бейнелейтінін жазған (1.1-сурет)
Сурет 1.1 - Кіші Аю мен Үлкен Аю жылқы пішінінде бейнеленген
Шоқжұлдыздардың астрономияда осы күндері қолданып жүрген атауларының
48-і өте ертеден, Ежелгі Мысыр, Вавилон және Грекия замандарынан белгілі.
Ежелгі грек астрономдары Гиппарх (б.з.д. 180 не
190-125 жж.) Птолемей (90-160 жж.) шоқжұлдыз атауларын бір жүйеге келтіріп,
олардағы жұлдыздардың алғашқы тізімдерін, суреттемесін жасаған. Бірақ ол
тізімде Жер шарының солтүстік жартышарында орналасқан елді мекендердің
аспанында көрінетін шоқжұлдыздар ғана қамтылған. Ал аспанның қалған
бөліктерінің жұлдыздарын саяхатшылар XVI—XVIII ғасырларда оңтүстікке шеккен
сапарларында шоқжұлдыздарға топтастырып, картаға түсірген.
Шоқжұлдыз дегеніміз - аспанның нақты шекарасы анықталған белгілі бір
бөлігі.
Аспанда барлығы 88 шоқжұлдыз белгіленген. Шоқжұлдыз шекараларылары
Халықаралық астрономия одағының (ХАО) арнаулы қаулысы бойынша бекітілген,
бipaқ олардың ешқандай физикалық мағынасы жоқ. Шоқжұлдыздардың 31-i
аспанның солтүстік жартышарында, 48-i оңтүстік жартышарында, ал қалған 9-ы
аспан экваторының бойында eкі жартышарға да ортақ орналасқан. Халықаралық
деңгейде шоқжұлдыз атаулары латын тілінде қолданылады. Мысалы, бізге қазақ
халық астрономиясынан жақсы таныс Жетіқарақшының астрономиялық аталуы -
Үлкен Аю. Сол сияқты Ұшқар-Таразы – Орион, Қамбар - Арыстан, Қарақұрт -
Кассиопея деп аталады.
Жарық жұлдыздардың көпшілігінің ежелден келе жатқан өзіндік атаулары
бар. Олар, әдетте, жұлдыздардың өзіндік ерекшеліктерін сипаттайды: Сириус -
“жарқырауық”, Альдебаран - “iз басушы” немесе шоқжұлдыз бейнеленетін зат
бөліктері мен жануарлар мүшелерінің атауымен байланыстырылады. Мысалы,
Жетқарақшының жеті жұлдызының төртеyi Хорезмдік ұлы астроном Бирунидің
"Канон Масуди” атты еңбегінде аю денесіне қатысты Мерак (β) - “қарын”, Фахз
(γ) - “сан, бөксе”, Маграз (δ) - “құйрық басы”, Мизар (ξ) - “ортасы” деген
мағынада таңбаланған. Бируни өзінен шамамен мың жыл бұрын өмір сүрген
Птолемейдің жүйелеген жұлдыз атауларын араб тіліне аударып, сәл ғана
өзгерткен. Қазіргі кезде қолданылып жүрген 300-ге тарта жұлдыздың төл
атауларының 15%-ы грек, 5%-ы латын, 80%-ы араб тілінде айтылады.
Түнгі аспанға қарағанымызда, жұлдыздардың жарықтылықтары әр түрлі
екенін аңғарамыз. Сириус, Арктур және Вега жарқырап көзге бірден түссе,
Алькордың көмескі жұлдыз екенін байқаймыз. Жұлдыздардың көзге көрінерлік
жарықтылығын санмен өрнектеу үшін астрономдар көрінерлік жұлдыздық шама
деген ұғымды пайдаланады. Мұны алғаш ежелгі грек астрономы Гиппарх
еңгізген. Ол аспандағы көзге көрінетін жұлдыздарды алты топқа бөліп, ең
жарық жұлдыздарды бірінші жұлдыздық шамаға, ал ең көмескілерін алтыншы
жұлдыздық шамаға тағайындады.
XIX ғасырдың ортасында ағылшын астрономы Норман Погсон жұлдыздық
шаманың осы замағы шкаласын ұсынды. Бұл шкалада 5 жұлдыздық шама (ж.ш.)
жұлдыз жарықтылығының 100 есе өзгеруін көрсетеді. Демек, бip ж.ш.
айырмашылығы жұлдыз жарықтылығыныңесе өзгеруіне сәйкес болады.
Көрінерлік ж.ш. т (лат. magnitudo — “шама” сөзінен) әрпімен
таңбаланады. Астрономияда жұлдыз жалтырлығы (жылтырауы) деген ұғым
қолданылады. Ол жұлдыздың одан келетін сәулеге перпендикуляр орналасқан
бірлік ауданды жарықтандыратын жарық мөлшерін береді.
Жарық өлшегіш аспап фотометрді пайдаланып жүргізілген өте дәл өлшеулер
жұлдыз жалтырлығының әрқилы болатынын көрсетеді. Сондықтан кейбір
жұлдыздардың жалтырлығы ж.ш. бойынша бөлшек және теріс мәндермен де
өрнектеледі.
Аспандағы ең жарық жұлдыз Сүмбіленің (Сириус) көрінерлік ж.ш.- сы
m = -1,58; Күннің ж.ш.-сы m = -26,6; толған Айдың ж.ш.-сы m = -12,7.
Бір жұлдыздың жалтырлығы жоғары, ал енді біреуінің төмен болуы
жұлдыздың шын мәніндегі жарықтылығы туралы мәлімет бере алмайды. Себебі
жарық жұлдыздың бізге жақын орналасуынан көрінерлік ж.ш.- сы жоғары болуы
мүмкін, бірақ тура осындай жұлдыздың алысырақ орналасуынан көрінерлік ж. ш.-
сы төмен болады.
Жұлдыздардың шын мәніндегі жарықтылығын анықтау үшін абсолют жұлдыздың
шама түсінігі қолданылады. М — абсолют ж.ш., жұлдыздың стандарт қашықтық —
10 парсек немесе 32,6 жарық жылы қашықтығында орналасқандағы көрінерлік
ж.ш.
Мұндай қашықтықта абсолюттік ж.ш. аспандағы ең жарық жұлдыз Сириус үшін
+1,41, Күн үшін +4,8, ал Бетельгейзе үшін -6,0, Ригель үшін -7,0 болар еді
(1.1-кесте).
Кесте 1.1 - Жарық жұлдыздар тізімі
Қысқаша Тура Еңістігі, КөрінерлікАбсолют
белгіленуікөтерілуі, А δ жұлдыздық жұлдыздық
шамасы, m шама
1 2 3 4 5 6
Сириус αСМа 6 caғ 45 мин-16" 43' -1,58 +1,41
Арктур α Boo 14caғ 16 мин +19" 11' -0,05 -0,2
Вега α Lyr 18 caғ 37 мин+38° 47' 0,03 +0,5
Капелла α Aur 5 caғ 17 мин +46° 00' 0,08 -0,6
Ригель β Ori 5 caғ 15 мин -8° 12' 0,12 -7,0
Процион α CMi 7 caғ 39 мин+5° 14' 0,37 +2,65
Бетельгейзе α Ori 5 caғ 52 мин+7° 24' 0,42 -6,0
Альтаир α Agl 19 caғ 51 мин+8° 52' 0,77 +2,3
Альдебаран α Tau 4 caғ 36 мин +16° 31' 0,85 -0,7
Альголь δ Per 3 caғ 08 мин +40° 57' 1,12 -0,3
Регул α Leo 10 сағ 08 мин+11° 58' 1,35 -0,6
Кастор α Gem 7 caғ З5 мин -26 °19' 1,58 +0,85
Темірқазық α Umi 1 caғ.49 мин +89 °02' 2,02 -4,6
Аспан сферасы
Жұлдыздардың, планеталардың, т.б. аспан денелерінің орналасу орындарын
анықтау және өлшеу сияқты практикалық мәселелерді шешу үшін астрономияда
аспан сферасы деген ұғым қолданылады.
Аспан сферасы – радиусы анықталмаған жорамал сфера. Аспан шырақ-
тары әр түрлі қашықтықта болғандықтан, сфераның бетіне бақылаушы белгілі
бір уақытта өзі орналасқан орыннан көретін бүкіл аспан шырақтары
проекцияланады (1.2-сурет).
Сурет 1.2 - Аспан жұлдыздарының аспан сферасына проекциялануы
Аспан сферасының орталық нүктесі, әдетте, Жер центрі немесе жер
бетіндегі бақылаушы тұрған орынмен сәйкестендіріледі.
Аспан сферасында тек бұрыштық өлшеулер ғана қарастырылады. Бұрыштық
қашықтық деп сферадағы екі нүктенің арасындағы доғамен өлшенетін қашықтықты
немесе оған сәйкес орталық бұрыш шамасын айтады. Яғни, бұл — бақылаушы
көзімен қарағандағы (аспан сферасының орталық нүктесінен) осы екі нүктеге
тарайтын сәулелердің арасындағы бұрыш. Аспан сферасы туралы ұғым адамзат
тарихында өте ертеде пайда болған. Себебі аспан адамға жер бетін көмкерген
өте үлкен күмбез тәрізді болып көрінеді. Ежелгі дүниетаным бойынша бүкіл
әлем бетінде козғалмайтын шырақтар (Ай, Күн, планеталар, жұлдыздар)
орналасқан мөлдір сфералардан құралған. "Аспан" сөзінің өзі көне үнді
тілінде "тастан жасалған күмбез" деген ұғымды білдіреді. Түркі халықтарының
ежелгі ұғымы бойынша аспан (көк) жеті немесе тоғыз қабаттан тұрады. Оларда
дәрежелеріне сәйкес тәңірлер мекендейді. Астрономияның дамуы мұндай
түсініктің қате екенін дәлелдеп берді, әйтсе де ыңғайлы болғандықтан, аспан
сферасы деген ұғым қазіргі астрономияда кеңінен қолданылады.
Ерте заманда аспан сферасы айналады деп есептелсе, біз оның айналысы
Жердің өз осін айналуынан пайда болатын көрінерлік құбылыс екенін жақсы
білеміз. Жер шары батыстан шығысқа карай айналатындықтан, аспан бізге
шығыстан батысқа қарай айналатын болып көрінеді. Осыдан аспан шырақтарының
шығыстан туып, батыстан батуы туындайды.
Аспан сферасының негізгі элементтері 1.3-суретте көрсетілген.
Зенит
Надир
Сурет 1.3 - Аспан сферасының элементтері
Зенит (Z) нүктесі бақылаушының дәл төбесінде, ал Надир (Z1) – сфераның
қарама-қарсы нүктесінде орналасқан. Осы екі нүктені қосатын түзу вертикаль
сызық немесе тік сызық, оған перпендикуляр әрі аспан сферасының нүктесі
арқылы өтетін жазықтық математикалық немесе нақты көкжиек жазықтығы деп
аталады. Ол аспан сферасын қиып, үлкен дөңгелек көкжиек түзеді. Көкжиек
аспан сферасын көрінетін және көрінбейтін екі бөлікке бөледі. Зениттен М
шырақ арқылы надирге дейін өтетін өтетін үлкен дөңгелек шырақ вертикалі деп
аталады. Аспан сферасы және шырақтардың тәуліктік айналысы дүние осінің
төңірегінде өтеді. Жер өлшемі жұлдыздарға дейінгі қашықтықпен салыстырғанда
өте кіші болғандықтан, іс жүзінде дүние осі жер бетіндегі кез келген орын
үшін Жер осіне параллель болады. Дүние осінің аспан сферасымен қиылысатын
нүктелері аспан сферасының айналысына қатыспайды. Сондықтан да олар дүние
полюстері деп аталады.Төңірегінде аспан сферасының айналысы
сағат тілінің айналу бағытына кері болатын полюс дүниенің солтүстік полюсі
қарсы полюс дүниенің оңтүстік полюсі деп аталады. Дүниенің солтүстік полюсі
маңында (10-қа жуық қашықтықта) Темірқазық жұлдызы орналасқан.
Зенит және дүние осі арқылы өтетін жазықтық аспан меридианының
жазықтығы, ал оның аспан сферасымен қиылысқан кезінде пайда болатын үлкен
дөңгелек аспан меридианы болып табылады. Аспан меридианы аспанның тәуліктік
айналысына қатыспайды да, көкжиекпен екі нүктеде қиылысады, олар —
көкжиектің оңтүстік (S) және солтүстік (N) нүктелері. Математикалық көкжиек
және аспан меридианы жазықтықтарының қиылысуында пайда болатын түзу
талтүстік сызық деп аталады. Оның себебі тал түсте тігінен қойылған
бағанның көлеңкесі осы түзу бойымен бағытталады. Жер бетінің кез келген
нүктесінде нақты оңтүстік-солтүстік бағытты осы талтүстік сызық бағыты
береді. Сондықтан ол Жер бетінде дұрыс бағдарлану үшін өте қажет бағыт
болып табылады. Аспанда оның қызметін аспан меридианы атқарады.
Аспан сферасының орталық нүктесі арқылы өтетін және дүние осімен тік
бұрыш жасайтын жазықтық аспан экваторының жазықтығы деп аталады. Жер
экваторына параллель бағытталған бұл жазықтық пен аспан сферасымен
қиылысқанда пайда болатын үлкен дөңгелек аспан экваторы деп аталады. Аспан
экваторы аспан сферасын оңтүстік және солтүстік екі жартышарға бөледі және
көкжиекпен екі нүктеде — шығыс (Е) және батыс (W) нүктелерінде қиылысады.
Дүние полюстері және шырақ арқылы өтетін үлкен дөңгелек шырақтың еңістік
дөңгелегі деп аталады. Кез келген шырақ аспан сферасының тәуліктік
айналысына қатыса отырып, тәуліктік параллель деп аталатын кіші дөңгелектер
бойымен қозғалады. Бұл жайт жылжымайтындай етіп бекітілген фотоаппаратпен
түсірілген түнгі аспанның суретінен айқын көрінеді.
Эклиптика — Күннің зодиак шоқжұлдыздары бойымен жылдық қозғалысы өтетін
үлкен дөңгелек. Күннің эклиптика бойымен қозғалуы Жердің Күнді айналуынан
туындайды. Эклиптика жазықтығы аспан экваторының жазықтығына ε= 23°26'
бұрыш жасай орналасқан. Күн шарығының орталық нүктесі аспан экваторын
жылына екі рет — 21 наурыз бен 23 қыркүйек маңында қиып өтеді. Бұл нүктелер
көктемгі және күзгі күн мен түннің теңелу нүктелері деп аталады. Көктемгі
күн мен түннің теңелу нүктесі (ϓ- Тоқты шоқжұлдызының таңбасымен
белгіленеді) арқылы Күн аспан сферасының оңтүстік жартышарынан солтүстік
жартышарына, ал күзгі күн мен түннің теңелу нүктесі(Ω-Таразы шоқжұлдызының
таңбасымен белгіленеді) арқылы кері бағытта өтеді.
Күн мен түннің теңелу нүктелеріне 90° құрайтын Күннің тоқырау нүктелері
орналасады. Жазғы күннің тоқырау нүктесі Торпақ пен Егіздер
шоқжұлдыздарының шекарасында жатыр, ол Шаянның зодиак таңбасымен
белгіленеді. Қысқы күннің тоқырау нүктесі Мерген шоқжұлдызында жатыр, ол
Ешкімүйіздің (Ұғылақ) таңбасымен белгіленеді (1.4-сурет).
Сурет 1.4 - Аспан сферасындағы эклиптика және экватордың орналасуы
Негізгі жазықтықтар мен үлкен дөңгелектер аспан координаталарын
енгізуде қолданылады [1].
Аспан координаталарының жүйелері
Жер бетіндегі кез келген нүктенің орны - ендік және бойлық (φ және
λ) географиялық координаталардың көмегімен анықталатыны белгілі. Аспан
координаталары аспан денелерінің аспан сферасында орналасуын анықтайды.
Аспан координаталары географиялық координаталарға ұқсас, бірақ
астрономдар географтарға қарағанда әp түрлі зерттеу мәселелеріне байланысты
аспан координаталарының бірнеше жүйесін қолданады. Солардың екеуімен
танысайық.
Координаталардың көкжиектік жүйесі. Жұлдыздардың көкжиекке және дүние
бұрыштарына қатысты көрінерлік орналасуын қарастырсақ, онда
координаталардың көкжиектік жүйесін алу ыңғайлы. Бұл жүйедегі негізгі
жазықтық — математикалық көкжиек жазықтығы. Аспан шырағының орны екі
бұрышпен анықталады, оның бірі — көкжиек сызығы бойымен өлшенетін шырақ
вертикаліне дейінгі бұрыш — азимут астрономияда, әдетте, оңтүстік нүктеден
батысқа қарай, ал географияда солтүстік нүктеден шығысқа қарай
есептелінеді. Екіншісі – вертикаль бойымен өлшенетін (1.5-сурет) шырақтың
көкжиектен бұрыштық қашықтығы – шырақ биіктігі(һ).
Сурет 1.5 - Аспан сферасындағы координаталар жүйесі
Шырақ биіктігінің -90°-тан +90°-қа дейін болады. Бұрыш өлшегіш құрал
көмегімен (мысал теодлоит) аспан денесінің жиектік координаталарын анықтау
оп-оңай.
Бірақ бұл координаталар жүйесін қолдану кезінде туындайтын қолайсыз
жағдайлар да бар. Себебі аспан денелерінің көкжиектік координаталарының
мәні уақыт пен бақылаушының тұрған орнына байланысты. Көкжиектік
координаталар шырақтардың аспанда белгілі бір орын мен уақыттағы орналасуын
анықтайды.
Координаталардың экваторлық жүйесі. Аспан сферасының көрінерлік
айналыста болатынын білдік, әрі жұлдыздардың ондағы орындары өзгермейді.
Сондықтан онымен бірге қозғалатын координаталар жүйесін қолдану ыңғайлы. Ол
– экваторлық координаталар жүйесі (1.6-сурет).
Сурет 1.6 - Экваторлық координаталар жүйесі
Оның негізгі жазықтығы – аспан шырағының аспан экваторынан бұрыштық
қашықтығын көрсететін координата еңістік деп аталады да, δ әрпімен
белгіленеді. Ол еңістік дөңгелегі бойымен өлшенетін доға ұзындығына тең.
Еңістіктің аспан сферасының солтүстік жартышарында таңбасы оң, мәні 0 –
ден +900 – қа дейін, ал оңтүстік жартышарда теріс, 0-ден -900 – қа
дейін.
Экваторлық жүйеде қолданылатын екінші координата географиялық бойлыққа
ұқсас. Ол тура көтерілу деп аталада да, α әрпімен белгіленеді.Тура көтерілу
координатасының мәні аспан экваторының бойымен көктемгі күн мен түннің
теңелу нүктесінен шырақтың еңістің дөңгелегіне дейін аспан сферасының
айналу бағытына қарама-қарсы бағытта өлшенеді.Сондықтан да жұлдыздардың
көкжиектен шығу кезегі олардың тура көтерілу мәндерінің өсу ретімен болады.
Тура көтерілудің мәні градустық (0°-тан 360°-қа дейін) және сағаттық
(0-ден 24 сағ-қа дейін) бірліктермен өлшенеді. Осы бірліктердің
арақатынасын анықтау 24 сағ = 360° екеніне негізделеді. Демек, 1 сағ = 15°;
1 мин = 15'; 1 с = 15"; 1° = 4 мин; 1' = 4 с.
Жұлдыздардың экваторлық координаталарының мәндері бақылаушыға қатысты
емес, әрі ұзақ уақыт бойы өзгермейді. Осылар бойынша олар аспан
карталарында орналастырылады және каталогтарда тіркеледі.
2. Күн жүйесі туралы ежелгі ғалымдардың көзқарасы
Бақыланатын аспан кұбылыстары жөніндегі дұрыс түсінік ғасырлар бойы
жинақталды. Астрономия ежелгі Мысырда (Египетте) және Қытайда негізі
салынғаны, ежелгі грек ғалымдарының кейініректегі табыстары жөнінде,
абыздардың бақылаулары, табиғат туралы олардың жалған түсінігі жөнінде
білеміз.
Біздің эрамыздың II ғасырында ежелгі грек ғалымы Клавдий Птолемей
жетілдірген, дүниенің геоцентрлік жүйесі де өзімізге мәлім. Ол дүниенің
центрі етіп шар тәрізді болса да козғалмайтын Жерді "қойды", ал қалған өзге
шырақтар оны айналады деді. Планеталардың көрінетін тұзақ тәрізді
козғалысын Птолемей, бір қалыпты екі дөңгелек бойымен болатын
қозғалыстардың: кіші шеңбермен жүретін планетаның өз қозғалысы мен, әлгі
кіші шеңбер центрінің Жерді айнала қозғалуының қосылуынан болады деп
түсіндірді. Алайда, планеталардың қозғалысы жөнінде бақылау мәліметтері
молайған сайын міні жоқ керемет көрінген Птолемей теориясы күрделі
жөндеуді қажет етті. Барған сайын күрделенілген жүйенің жасандылығы көрініп
және теория мен бақылау арасында жеткілікті үйлесім болмағандықтан, оны
алмастыру (өзгерту) қажет болды. Осыны XVI ғасырда ұлы поляк ғалымы Николай
Коперник (1473—1543) істеді.
Коперник ғасырлар бойы адамдардың ойына ұялап алған Жер қозғалмайды
деген догмалық қағиданы алып тастады. Жерді қатардағы планеталар санатына
қосып, ол — Жер Күннен былайғы үшінші орында болады деп және Жер барлық
планеталармен бірге Күнді айнала кеңістікте қозғалады, сондай-ақ өз осін
айнала қозғалады деп көрсетті. Коперник сол кездегі белгілі аспан
құбылыстарын және тұзақ тәрізді болып көрінетін планеталардың қозғалыстарын
тек қана Жердің айналуынан және оның Күнді айнала қозғалуынан болады деп
батыл дәлелдеді. Коперниктің гелиоцентрлік теориясымен жасалған осы
астрономиядағы және дүниеге көзқарас жөніндегі революция табиғатты
зерттеуді діннен босатты деп Ф. Энгельс атап көрсетті.
Галилео Галилей (1564—1642) телескопты алғаш аспанға бағыттағандардың бірі
болды, өзінің ашқандарын Коперник теориясының дәлелі ретінде дұрыс
түсіндірді. Мысалы, Галилей Шолпанның фазаларын ашты. Осындай түр алмасу,
Шолпан планетасының Жерді емес, Күнді айналатын жағдайда ғана мүмкін екенін
тапты. Галилей Ай бетінде таулар барын анықтап, олардың биіктігін өлшеді.
Сөйтіп Жер мен аспан денелері арасында түпкілікті айырмашылық жоқ болып
шықты: мысалы, Жер бетіндегі тауларға тән қасиеттер аспан денесінде де бар
екен. Осыдан Жер сондай денелердің бірі ғана деп сеніммен айту мүмкін
болды.
Галилей Юпитер планетасының төрт серігін ашты. Олардың Юпитерді айнала
қозғалысы айналу центрінде тек Жер ғана болады деген түсінікті бекерге
шығарды. Галилей Күн бетінде дақтар бар екенін аңғарып және олардың орын
ауыстыруына қарап, Күн өз осін айналады деп қорытты. "Көктегі мүлтіксіз
тазалықтың" үлгісі деп саналатын Күнде дақтардың болуы да аспан мен Жерде
түпкілікті айырмашылық бар деген идеяны жоққа шығарды.
Құсжолы телескоптың көру өрісінде толып жатқан бәсең жұлдыздар шоғыры
болып шықты. Ендеше, адам санасында Әлем, Аристотель мен Птолемей және орта
ғасырдағы шіркеу қызметкерлері түсіндіргендей, Жерді шыр айналатын кіп-
кішкене бір дүниешік емес, ешнәрсемен салыстыруға келмейтін ересен зәулім
дүние болып табылады. Коперниктің ашқанынан әлемнің құрылымы және аспан
денелерінің мекен-жайы жөнінде батыл философиялық қорытындылар шығарған
Джордано Бруноға (1548— 1600) шіркеу қандай озбырлық істегенін физика және
тарих курстарынан білеміз. Әлем құрылысы жайында ақиқат білімді тарату
хақында М. В. Ломоносов (1711—1765) шіркеу қызметкерлеріне қарсы батыл
күрес жүргізді. Ломоносов өткір және тартымды тілмен жазылған сықақ
өлеңдерінде шіркеу надандарын келемеждеді. Адам ойын бұғаудан босату,
шіркеудің шағын, томаға тұйық догмаларынан безу, табиғатты ғылыми тұрғыдан
батыл зерттеуге бастау — міне, дүниеге көзқарас үшін Коперник, Бруно және
Галилей күресінің ең басты, бүкіл адамзаттық маңызы бар қорытындысы осы.
Күннің жалпы сипаттамасы
1.Күн энергиясы. Күн — Күн жүйесінің орталық және ең үлкен денесі.
Күн массасы Жер массасынан 333000 есе артық және қалған барлық
планеталардың жиынды массасынан 750 есе көп. Күн — энергияның аса қуатты
көзі, оның энергиясы электромагниттік толқындар спектрінің барлық бөлігінде
— рентген және ультракүлгін сәулелерден бастап радиотолқындарға шейін ұдайы
сәуле шығарып, таратып тұрады. Бұл сәулелер Күн жүйесіндегі барлық
денелерге күшті әсер етеді: оларды қыздырады, планеталардың атмосферасына
әсер етеді, Жердегі тіршілікке қажетті жарық жылу береді. Сонымен қатар Күн
— бізге ең жақын жұлдыз, өзге жұлдыздардан оның айырмашылығы, біз оның
дөңгелек шарасын бақылай аламыз да, телескоптың көмегімен өлшемі бірнеше
жүз километр шамасындағы ұсақ бөлшектеріне шейін зерттей аламыз. Күн —
нағыз жұлдыз, сондықтан оны зерттеу жалпы жұлдыз атаулының табиғатын
түсінуге көмегін тигізеді.
Жер орбитасының эллипстігіне байланысты Күннің көрінетін бұрыштық
диаметрі едәуір өзгеріп тұрады. Орташа алғанда ол 32' немесе 1107 радиан.
Ендеше Күн диаметрі 1107 а. б., яғни 1 400 000 км-ге жуық, Жер
диаметрінен 109 есе артық деген сөз.
Жер атмосферасының шегінен тысқарыда күн сәулелеріне перпендикуляр
орналасқан 1ауданға Күннің 1,36 кВт сәулелік энергиясы сәйкес келеді.
Осы санды радиусы Жерден Күнге дейінгі кашықтыққа тең шар бетінің ауданына
көбейтіп, Күннің толық сәуле шығару қуатын (оның жарқырауын) табамыз, ол 4
1023 кВт-қа жуық. 6 000 К (Күннің эффектілі температурасы) температураға
шейін қыздырылған дене осындай қуатты сәуле шығарады. Жердің Күннен алатын
энергия ағыны шамамен оның толық энергиясының 12 000 000 000-іне тең.
2.Күннің құрылысы. Барлық жұлдыздар тәрізді Күн — қызған газ шар.
Негізінде ол 10% (атомдардың санына қарай) гелий қоспасы бар сутегінен
тұрады. Өзге элементтердің бәрін қоса алғандағы атомдарының саны шамамен
1000 есе кіші. Сөйтсе де, масса жағынан осы ауырырақ элементтерге Күн
массасының 1— 2%-і келеді. Күндегі заттар күшті иондалған, яғни атомдар
өздерінің сыртқы электрондарынан айрылған. Ол электрондар иондалған газдың
— плазманың еркін бөлшектеріне айналады.
Күн затының орташа тығыздығы ~ 1400 кгм3. Осы мән су
тығыздығымен шамалас та, Жер бетіндегі ауа тығыздығынан мың есе артық.
Дегенмен, Күннің сыртқы қабаттарында тығыздық орташа тығыздықтан миллион
есе кіші де, ал центрінде 100 есе артық. Күннің центріне бағытталған
гравитациялық тартылыс күштерінің әсерінен оның қойнауында зор қысым пайда
болады. Егер Күн ішіндегі зат біркелкі таралған және
тығыздық барлық жерде орташаға тең болса, онда ішкі қысымды есептеу оңай
болар еді. - ге тең тереңдік үшін шамамен мынадай есептеу жүргізелік.
Осындай тереңдіктегі Ғ = mg ауырлық күші ауданы 5 болатын биіктігі
1 2RQ радиал бағанның ішіндегі заттың массасымен, сонымен қатар радиусы
l2R0 сфера бетіндегі мәнімен анықталатын болады. Осындай бағандағы күн
затының массасы мынаған тең болады:
(1.1)
ал біртекті Күннің центрінен 12RQ қашықтықтағы гравитациялық үдеу
бүкіләлемдік тартылыс заңы бойынша мынаған тең болады:
(1.2)
өйткені көрсетілген сфераның көлемі барлық Күн көлемінің не тең және
тығыздық тұрақты болатын кезде оның ішінде болады. Сондықтан
қысым:
(1.3)
Осыдан р = 6,6-1013 Па болады, яғни ол атмосфералық қысымнан миллиард есе
артық.
Газ заңдарына сәйкес қысым температура мен тығыздыққа пропорционал
болады. Бұл Күн қойнауларындағы температураны анықтауға мүмкіндік береді.
Тығыздық пен температураның центрге қарай артатыны ескерілген дәл
есептеулер Күннің центрінде газ тығыздығының 1,5-105 кгм3 шамалас екенін
көрсетеді (қорғасынның тығыздығынан 13 есе артық), ал қысым 2 1018 Па
шамалас та, температура — 15 000 000 К шамалас.
Осындай температурада сутегі атомдарының ядролары (протондар) өте
жоғары жылдамдыққа (секундына жүздеген километр) ие болады да, бір-бірімен
(олардың арасындағы электростатикалық тебілу күштердің әсеріне қарамастан)
соқтығыса алады. Осындай соқтығысулардың бағзы біреулері ядролық
реакциялармен тынады, ол кезде сутегінен гелий түзіледі де, көп мөлшерде
жылу бөлініп шығады. Бұл реакциялар Күннің қазіргі эволюция кезеңіндегі Күн
энергиясының көзі болып табылады. Соның нәтижесінде Күннің орталық
атыраптарында гелий мөлшері біртіндеп артады да, сутегі мөлшері кеми
береді.
Күн центрінің өзінде Күн қойнауларында пайда болатын энергия ағыны
сыртқы қабаттарға беріліп, барған сайын үлкен аудандарға тарала береді.
Осының салдарынан Күн центрінен алыстаған сайын күн газдарының
температурасы кеми береді. Температураның мәніне қарай және онымен
анықталатын процестердің сипатына қарай, бүкіл Күнді шартты түрде 4 аймаққа
бөлуге болады:
1) ішкі, центрлік аймақ (ядро), мұнда қысым мен температура ядролық
реакциялардың жүруін қамтамасыз етеді де, ол центрден шамамен 13RӨ
аралыққа шейін тарайды;
2) "сәулелік" белдеу (13-ден 23Rq аралықта), мұнда энергия қабаттан
қабатқа электромагниттік энергия кванттарын алма-кезек жұту және шығару
арқылы сыртқа беріледі;
3) конвекциялық белдеу — "сәулелік" белдеудің үстіңгі жағынан Күннің дәл
көрінетін шекарасына шейінгі аралық. Мұңда температура Күннің көрінерлік
шекарасына жуықтаған сайын тез кемиді де соның нәтижесінде зат алмасуы
(астынан жылытқан ыдыстағы сұйықтың қайнағаны сияқты конвекция) жүріп
жатады;
4) атмосфера, бұл бірден конвекциялық белдеуден басталады да, Күннің
керінетін дөңгелек жүзінің шегінен аулаққа таралып кетеді. Атмосфераның
төменгі қабатына газдардың жұқа қабаты кіреді де, біз оны Күннің беті
ретінде қабылдаймыз. Атмосфераның жоғарғы қабаттары тікелей көрінбейді,
олар не Күннің толық тұтылуы кезінде, не арнаулы приборлар көмегімен
бақыланады;
3. Күн атмосферасы және Күннің әрекет-қимылы. Шартты түрде Күн
атмосферасын да бірнеше қабатқа бөлуге болады. Атмосфераның қалыңдығы
200—300 км, ең терең қабатын фотосфера (жарық сферасы) деп атайды.
Спектрдің көрінетін бөлігінде бақыланатын бүкіл дерлік Күн энергиясы осы
фотосферадан шығады. Күннің тереңірек қабаттарындағыдай фотосферада да
температура центрден қашықтаған сайын, 8000-нан 4000 К-ге шейін жуық
өзгеріп, кеми береді: фотосфераның сыртқы қабаттарының күшті суынуы,
олардан сәулелердің планетааралық кеңістікке таралып кетуінен болады.
Фотосфераның фотосуреттерінен жіңішке күнгірт аралықтармен бөлінген,
мөлшері орта есеппен 1000 км-ге жуық жарқыраған "кішкентай дәнектер"
–гранула түріндегі оның нәзік құрылымы жақсы байқалады. Бұл құрылым
грануляция деп аталады. Ол — газдар қозғалысының салдары, ал газдар
қозғалысы фотосфераның астында орналасқан конвекциялық белдеуде болады.
Фотосфераның сыртқы қабаттарында температураның кемуі салдарынан
Күннің көрінерлік спектрінде (ол түгел дерлік фотосферада өтеді) жұтылу
қара сызықтары байқалады. Алғаш 1814 жылы осындай сызықтардың бірнеше
жүздеген суретін салған неміс оптигі Й. Фраунгофердің (1787—1826) құрметіне
оларды фраунгофер сызықтары деп атайды. Тағы әлгі себептен (Күн шетінен
алыстаған сайын температураның түсуінен) Күннің дөңгелек шеті қараңғыланып
көрінеді.
Фотосфераның ең жоғарғы қабаттарында температура 4000 К-ге жуық
мәнге жетеді. Осындай температура және 10~3 — 10~4 кгм3 тығыздықта сутегі
іс жүзінде бейтарап қалыпта болады. Негізінен металдарға жататын атомдардың
0,01 %-ке жуығы ионданған атомдар шамасында ғана. Дегенмен жоғарырақта
атмосфера ішінде температура жоғарылап, сонымен бірге иоңдану да әуелі
ақырын, содан кейін өте тез қайтадан есе бастайды. Жоғары қарай температура
өсе бастайтын және сутегінің, гелийдің және тағы басқа элементтердің
иондануы бірінен соң бірі ретімен жүре бастайтын күн атмосферасының аймағы
хромосфера деп аталады. Оның температурасы он мыңдаған және жүз мыңдаған
кельвинге барады. Ол күннің тұтылуының сирек мезеттерінде Айдың қараңғы
жүзінің айналасында жарқырап қызғылт әдіптей болып көрінеді. Хромосферадан
жоғарырақ күн газдарының температурасы 106 — 2 106 К-ге жетеді де; одан
әріде Күннің көптеген радиустарындай аралықта өзгермейді. Осы сирек және
ыстық қабық күн тажы деп аталады . Оны Күннің толық тұтылу фазасында
маржандай жарқын сәуле түрінде көруге болады, сонда ол ғажап әдемі
көрініске айналады. Таж газы, планетааралық кеңістікте "буланып", Күннен
ұдайы ағып тұратын сиректелген, ыстық плазма ағыны —күн желі дегенді
туғызады. Хромосфера мен тажды ең тәуірі ультракүлгін және рентген
сәулелері арқылы спутниктер мен орбиталық космостық станциялардан бақылаған
жөн. Кейде фотосфераның жеке аймақтарында гранулалар аралығындағы қараңғы
аралықтар ұлғайып, дөңгелекше кішкене кеуектер түзіледі; олардың
кейбіреулері үлкен қарауытқан дақтарға айналып, шала көлеңкемен жиектеледі;
шала көлеңке өзі бой-боймен радиал созылған фотосфералық гранулалардан
тұрады.
Галилей Күн дақтарын телескоппен бақылап, Күннің көрінетін жүзінде
орын ауыстыратынын байқады. Ол — осыған сүйеніп, Күн өз осінен айналады
деген қорытындыға келді. Күннің бұрыштық айналу жылдамдығы экватордан
полюстерге қарай кемиді, экватордағы нүктелер бір толық айналымды 25
тәулікте жасайды да, полюстер маңында Күннің жұлдыздық айналу периоды 30
тәулікке дейін ұлғаяды. Жер өз орбитасының бойымен Күннің айналысы
бағытында қозғалады. Сондықтан Жердегі бақылаушы үшін Күннің өз осінен
айналу периоды екі тәуліктен көбірек болады да, Күн дискісінің тап
ортасында болған дақ қайтадан Күннің орталық меридианынан 27 тәуліктен
кейін өтеді.
Дақтар — тұрақты түзіліс емес. Күн бетіндегі дақтардың саны және пішіні
ұдайы өзгереді. Тегінде Күн дақтары топ-тобымен пайда болады.
Күн дискісінің жиегінің маңында дақтар төңірегінде жарығырақ
түзілістер көрінеді, дақтар күн дискісінің центріне жақын кезінде әлгілер
байқалмайды дерлік. Осы жарық түзілістер факелдер деп аталады. Егер Күнді
ақ сәулемен емес, сутегінің, ионданған кальцийдің және басқа кейбір
элементтердің спектрлік сызықтарына сәйкес келетін сәулелерде фотоға
түсірсе, әлгі факелдер әлдеқайда айқындалып және Күннің бүкіл бетінен
көрінеді. Сондай фотосуреттерді спектрогелиограмма деп атайды. Осылар
бойынша күн атмосферасының жоғарырақ қабаттарының құрылысын және көбінесе
хромосфераны зерттейді.
Күн бетіндегі әрекет-қимыл күшейген аймақтар және дақтар уақыт бойынша
периодты түрде орташа алғанда 11 жыл сайын ауысып отырады. Осы құбылысты
кун қимылының циклі деп атайды. Цикл басталғанда дақтар жоқтың қасы, содан
кейін олардың саны әуелі экватордан жырақта, одан кейін оған жуықтап көбейе
бастайды. Бірнеше жылдан кейін дақтар саны максимумға жетеді, яғни оны күн
әрекет-қимылының максимумы дейді, ал содан кейін ол төмендейді. Дақтардың
және факелдердің басты ерекшелігі —оларда магнит өрістерінің болуы.
Дақтарда магнит өрісі индукциясы үлкен де, кейде 0,4—0,5 Тл-ға жетеді, ал
факелдерде магнит өрісі бәсеңдеу. Қашан да, дақтар тобында өте ірі екі дақ
бар, оның біреуі топтың батысы, екіншісі шығысы жағында; олардың таға
тәрізді магниттің екі полюсі сияқты қарама-қарсы магниттік полюстері бар.
Күн атмосферасында магнит өрістері өте маңызды роль атқарады — олар
плазманың қозғалысына, оның тығыздығына және температурасына күшті әсер
етеді. Атап айтқанда, фотосфера жарықтығының факелдерде күшейіп, ал дақтар
аймағында оның әжептәуір (10 еседей) кемуінің мәнісі, бәсең магнит өрісінде
конвекциялық қозғалыстар күшейіп, ал магнит өрісінің индукциясы үлкен
болған кезінде олардың өте нашарлауынан болады. Дақтардың қара болып
көрінуі тек қарама-қарсы түстердің әсері ғана: олардың айналасындағы
фотосфера ыстығырақ болғандықтан жарығырақ көрінеді. Дақтардың
температурасы 3700 К маңында, сондықтан дақ спектрінде қарапайым екі
атомды: СО, ТіО, СН, CN сияқты, молекулалардың жұтылу жолақтары бар, ал
бұлар ыстығырақ фотосферада атомдарға ыдырайды.
Температурасы мен тығыздығы үлкен болғандықтан, факелдер үстіндегі
хромосфера жарығырақ. Дақтар тобында едәуір күшті өзгерістер болған кезде,
кішкене аймақта кейде хромосфералық оталыстар пайда болады: кенеттен
10—15 минут ішінде хромосфераның жарықтығы қатты күшейеді, қойыртпақталып
газ атылып шығады, ыстық плазма ағыны үдей түседі. Бағзы бір жағдайларда
зарядталған жеке бөлшектер өте зор энергия мәніне жете үдей қозғалады. Бұл
кезде Күннің радиосәулелер шығару қуаты әдетте миллион еселеп үлкейеді.
Тажда мөлшері одан да керемет, әрекетті түзілістер —протуберанецтер
байқалады. Олар таж затымен салыстырғанда тығыздау газдардың бұлттарының
қозғалыстары, бұлардың қозғалыс сипаты және пішіні тетенше әрқилы.
Протуберанецтердің пішіні және олардың қозғалысы, фотосферадағы тажға
кеулеп ететін магнит өрістерімен байланысты.
4. Күн-Жер байланысы. Жерде болып жататын құбылыстарға Күн зор ықпалын
тигізеді. Жер атмосферасының жоғарғы қабаттарындағы ең маңызды физикалық
және химиялық процестер Күннің қысқа толкыңды сәулелеріне тәуелді.
Көрінетін және инфрақызыл сәулелер Жерге негізгі жылу "берушілер" болып
табылады. Әр түрлі елдер де, оның ішінде біздің елде де, күн энергиясын
шаруашылық және өнеркәсіп мақсаттарында кеңінен қолдану бағытында жұмыстар
жүргізілуде (электр энергиясын алу, үйлерді жылыту және т. б.). Келешекте
Күн сәулесінің энергиясын пайдаланудың артатыны сөзсіз.
Күн Жерге жарық беріп және жылытып қана қоймайды. Бірқатар
геофизикалық құбылыстар Күн әрекетінің білінуімен қосарласа өтеді.
Оталыстарда үдеген зарядты бөлшектердің ағыны Жердің магнит өрісіне әсер
етеді де, магнит дауылдарын туғызады, ал бұлар зарядталған бөлшектерді
атмосфераның төменірек қабаттарына енгізеді де, осыдан полярлық жарқыл
туады. Күннің қысқа толқынды сәулесі мен атмосферасының жоғарғы қабатының
(ионосфераның) иондануын күшейтеді, ал бұл радиотолқындардың таралу
жағдайына күшті әсер етіп, кейде радиобайланысты бұзады. Күндегі процестер
Жердің атмосферасы мен магнит өрісіне әсер ете отырып,
жан-жануарлар әлемі мен өсімдіктер әлемінің, органикалық әлемнің күрделі
процестеріне де жанама ықпал жасайды екен. Бұл ықпалдарды және оның
механизмін қазіргі кездерде ғалымдар зерттеу үстінде [2].
3. Күн жүйесіндегі планеталар қозғалысының заңдылықтары
Николай Коперник (1473—1543 жж) гелиоцентрлік моделін жасаған
кезде өте ертеде қалыптасқан планеталардың шеңбер бойымен тұрақты
жылдамдықпен қозғалатыны туралы қағиданы сақтап қалды.
Неміс астрономы И.Кеплер(1571-1630жж) планеталардың Н.Коперник іліміне
сәйкес алдын ала есептелген орындары мен бақылау кезіндегі анықталған
орындарының бір-біріне айырмашылығы бар екенін байқаған болатын.
Планеталардың гелиоцентрлік орбиталарының түрін анықтау үшін ол Дания
астрономы Тихо Брагенің (1546-1601жж) өте мұқият жасаған Марс қозғалысына
қатысты бақылау жұмыстарының нәтижелерін пайдаланды.Оның 1609-1619 жылдары
планеталар қозғалысының үш негізгі заңын ашуы көп жылғы жұмысының нәтижесі
еді.Бұл заңдар оның есімімен Кеплер заңдары деп аталады.
Кеплердің бірінші заңы планета орбитасының пішінін анықтайды: барлық
планеталар күнді эллипс бойымен айналады,оның фокустарының бірінде күн
орналасады.Эллипстің симметрия центрі – О, үлкен АА1=2а және кіші ВВ1=2b
екі симметрия осі бар,мұндағы а - үлкен жарты ось, b – кіші жарты ось деп
аталады (1.7-сурет).
Сурет 1.7 - Эллипстің симметрия центрі және радиус векторы бейнеленген
Оның екі фокусы центрден OF1 = OF2 = c = a2 - b2 қашықтықта орналасқан.
Эллипстің негізгі қасиеті: эллипстің кез келген нүктесінен фокустарға
дейінгі қашықтықтардың қосындысы үлкен ось ұзындығына тең болатын тұрақты
шама:
MF1 + МҒ2 = 2а.
(1.4)
е = са қатынасы эллипстің эксцентриситеті деп аталады.Ол эллипстің
сопақтық дәрежесін көрсетеді: е неғұрлым үлкен болса, эллипстің шеңберден
айырмашылығы да соғұрлым көп болады.Егер с = 0 болса, онда е = 0, яғни
эллипс радиусы а болатын шеңберге айналады.
Шолпан мен Жер орбиталарының пішіндері шеңберге өте жақын (Шолпан
орбитасының эксцентриситеті 0,0068, Жердікі 0,0167). Өзге планеталардың
көпшілігінің орбиталары әлдеқайда созылыңқы болып келеді. Орбитаның Күнге
ең жақын нүктесін перигелий, оның ең алыс нүктесі афелий деп аталады.
Эллипстің үлкен а жартыосі планетадан Күнге дейінгі орташа қашықтыққа тең.
Жерден Күнге дейінгі орташа қашықтық Күн жүйесінде қолданылатын қашықтықтың
өлшем бірлігі ретінде қабылданған. Ол астрономиялық бірлік (а.б.) деп
аталады:
1 а.б. = 149 600 000 км.
Кеплердің екінші заңы-аудандар заңы планета қозғалыстарының
бірқалыпты емес екенін анықтайды: планетаның радиус-векторы бірдей уақыт
аралығында шамалары бірдей аудандар сызып шығады.
1.8 – суретке назар аударайық.
Сурет 1.8 - Екі аудан бір-біріне тең, дененің бірдей уақыт аралығында
жүріп өткен жолдары көрсетілген
Жердің табиғи серігі Айдың және кез келген жасанды серіктердің Жерге ең
таяу келетін нүктесі перигей, ал ең алыс нүктесі апогей деп аталады.
Мұндағы екі аудан бір - біріне тең, ал дененің бірдей уақыт аралығында
жүріп өткен жолдары, яғни М1М2 және М3М4 доғаларының ұзындықтары бірдей
емес. r радиус-вектор неғұрлым кіші болса, доға соғұрлым ұзын болады, яғни
планетаның бұл орындағы жылдамдығы да үлкен. Планеталар ең үлкен
жылдамдықпен перигелийде, ал ең кіші жылдамдықпен афелийде қозғалады.
Кеплердің үшінші заңы планеталардың орбиталық периодтары мен олардан
Күнге дейінгі қашықтық арасындағы байланысты анықтайды: кез келген екі
планетаның Күнді айналу периодтары квадраттарының қатынасы олардың
орбиталарының үлкен жартыосьтерінің кубтарының қатынасына тең болады.
Екі планетаның үлкен жартыосьтерін а1 және а2 деп, ал айналу
периодтарын Т1 және Т2 деп белгілейтін болсақ, онда Кеплердің үшінші заңын
мына түрде жазуға болады:
(1.5)
Ньютон өзінің бүкіләлемдік тартылыс заңын ашқан соң, Кеплердің үшінші
заңын жалпы түрге келтірді. Ол массалары M1 және М2 екі дене ауырлық
центрін бір-бірінен арақашықтықта Т периодпен айналса,
(1.6)
қатынасы міндетті түрде орындалатынын дәлелдеді. Осы қатынастың көмегімен
аспан денелерінің массаларын анықтау мүмкіндігі туды.
Мысал ретінде Жер - Күн және Жер - Ай жүйесінің қашықтықтары мен айналу
мерзімдерін біле отырып, Жерге қатысты алғандағы Күн массасын есептеп
шығарайық. Жоғарыдағы қатынасты Жер — Күн жүйесі үшін
(1.7)
және Жер — Ай жүйесі үшін
(1.8)
түрінде жазайық. Теңдеулердің сол жақтарын теңестіріп және орталық денемен
салыстырғанда олардың серіктерінің массаларын есепке алмайтын болсақ,
Күннің Жерге қатысты массасын табамыз:
(1.9)
Дәл осылай Жер - Ай жүйесінің сандық мәндерін қандай да бір планета
серік-жүйесінің сандық мәндерімен салыстыра отырып, кез келген
планеталардың массаларын анықтауға болады.
Кеплер заңдарын тек Күн жүйесі денелерінің қозгалыстарына ғана емес,
сонымен қатар барлық аспан денелері жүйелерінің қозғалыстарына да қолдануға
болады.
Есеп. Марс орбитасының үлкен жартыось 1,5 а.б. Оның Күнді айналу
периодын есептеп шығарыңдар.
Берілгені: Шешуі:
a1 = 1,5 а.б.
a2 = 1 а.б
T2 = 1 жыл
T1 - ? Жауабы: жыл
Астрономиядағы қашықтықты анықтаудың кейбір тәсілдері.
Параллакс тәсілі. Жұлдыздар бізге алыс көкжиектегі таулар сияқты
барлығы бірдей қашықтықта орналасқандай болып көрінеді.Ең жақын деген
жұлдыздың жарығы өте зор жылдамдықпен қозғалып, бізге тек 4,3 жылда жетеді
екен.Мұндай және бұдан да алыс қашықтықтағы жұлдыздардың қозғалысын,
өлшемдерін, Жерден қашықтықтарын жай көзбен байқау мүмкін емес. Дегенмен
Жерге біршама жақын аспан денелеріне, соның ішінде, Күн жүйесінің денелері
мен кейбір таяу жұлдыздарға дейінгі қашықтықты бір – бірінен алшақ екі
орыннан бақылау арқылы анықтауға болады. Бұл тәсіл астрономияда параллакс
тәсілі деп аталады. С денесін А және В нүктелерінен қарастырайық (1.15-
сурет).
Сурет 1.9 - С денесін А және В нүктелерінен қарастырылған
Оның аспан сферасындағы орындары С1 және С2 нүктелерімен анықталсын.
Онда С ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz