Қос жұлдыздарда

Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 18 бет
Таңдаулыға:

Қазақстан Республикасы Білім және ғылым министрлігі
Каспий өңірінің қазіргі заманғы жоғары колледжі

Тіркеу номері №_____ Бөлімі: Физика
Мамандығы: 1306000
Факультет
Тобы: 18.16.31

КУРСТЫҚ ЖОБА

Пәні:
Тақырыбы: Жұлдыздар

Орындаған: ________________________ ИМя.

Жетекші:___________________________ Джумагазиева З.Б.

Кафедра менгерушісі:________________ Иманалиева С.Т.

Бөлім меңгерушісі:___________________ Иманалиева С.Т.

Атырау - 2020ж
Мазмұны
Кіріспе---------------------------- ----------------------------------- ----3
1.Қос жұлдыз түрлері және оларды зерттеу әдістері--------------------------- --7
2.Тығыз қос жүйелердегі зат алмасу----------------------------- -------------------15
3.Қос Жұлдыздарға тән мысалдар--------------------------- -----------------------17
Қорытынды-------------------------- ----------------------------------- -------------------19
Қолданылған әдебиет---------------------------- ----------------------------------- ----21

Кіріспе.

Үлкен жұлдызды жүйенің ішінде - Галактика көптеген жұлдыздар саны аз жүйеге біріктірілген. Осы кіші жүйелердің әрқайсысы Галактиканың ұжымдық мүшесі ретінде қарастырылуы мүмкін. Галактиканың ең кішкентай ұжымдық мүшелері-қос және еселенген жұлдыздар.
Екі жұлдыз табиғатта жиі кездеседі, сондықтан оларды зерттеу жұлдыздардың табиғатын анықтау үшін де, жұлдыздардың пайда болуы мен эволюциясының мәселелерін зерттеу үшін де маңызды. Қос жұлдыз сирек емес; керісінше, қос жүйе (немесе еселенген) құрамына кірмейтін жалғыз жұлдыздар ережеге қарағанда ерекшелік.
XVII ғ. ортасында басқа жұлдыздардан еш айырмашылығы жоқ жұлдыздар табылған, телескоп екі немесе тіпті еселік (яғни үш немесе төрт) жұлдыздар түрінде ұсынылады. Бірақ мұндай Жұлдыздарға бірінші рет елеулі көңіл тек Вильям Гершельге ғана аударды, ол 1784 жылы 700 қос және еселік жұлдыздарды бақылау мәліметтері бар каталогты құрады. В. Гершель, бір және екі жұлдыздардың бірқатар бақылауларына, сондай-ақ ескі бақылауларына негізделе отырып, орбиталық қозғалыстардың бар-жоғын айқындады (яғни. ортасының айналасындағы орбиталар бойынша қозғалыстар) бірнеше Қос жұлдыздарда. Гершельдің бұл ашылуы астрономия тарихында бірінші болып дүние жүзілік тартымдылық Заңының Күн жүйесі шегінен тыс таралуын көрсеткен факт болды (1803 ж.). В. Я. Струве алғаш рет қос жұлдыздардың компоненттерінің арасындағы қашықтықты және компоненттерді қосатын сызықтардың бағыттарын дәл өлшеуді жүргізді. Ол 2600-ден астам қос жұлдыздарды байқап, 100-ге жуық жағдайда олардың орбиталық қозғалысын анықтады. В. Я. Струве мен оның ұлы О. В. Струвенің екі жұлдыздарының каталогтары мен көптеген бақылаулары әлі күнге дейін үлкен құндылыққа ие.
Соңғы жылдары оларды зерттеу әсіресе ғалымдарды тартады, өйткені жаңа жұлдыздар, жанып жатқан жұлдыздардың кейбір түрлері, ғарыштық рентген сәуле көздері Қос жұлдыздардың құрамдас бөліктері болды. Бізге жақын 30 жұлдыздардың ішінде 13 қос және үштік жүйе құрамына кіреді. Бұл курстық жұмыс Қос жұлдыздарды зерттеу үшін шағын құрал болып табылады. Жұмыстың мақсаты-ең алдымен қос жұлдыздармен (ДБ) байланысты негізгі ұғымдармен танысу, ДБ үдерістерін қарастыру,
Екі жұлдыз-тартылыс күшімен бір жүйеге байланысты жұлдыздардың жұптары. Мұндай жүйелердің компоненттері өз орбиталарын массалардың жалпы орталығының айналасында сипаттайды. Үштік, Төрт жұлдыз бар; олар жұлдыздар деп аталады.
Орбиталардың кеңістіктегі өлшемдері мен орналасуына, сондай-ақ бізден қашықтығына байланысты қос жұлдыз әр түрлі әдістермен зерттеледі, олардың бақылаулары әр түрлі құралдардың көмегімен жүргізіледі.[1]
Әртүрлі Екі жұлдыз бар: жұпта екі ұқсас жұлдыз бар, және әртүрлі (әдетте, бұл қызыл гигант және ақ карлик). Бірақ, олардың түріне қарамастан, бұл жұлдыздар олар үшін қарапайым жұлдыздарға қарағанда, олардың өзара әрекеттесуін талдай отырып, орбитаның массасын, пішінін қоса алғанда, барлық дерлік параметрлерді анықтауға және тіпті жақын орналасқан жұлдыздардың сипаттамаларын шамамен анықтауға болады. Әдетте, бұл жұлдыздардың өзара тартылу салдарынан бірнеше созылған формасы бар. Осындай көптеген жұлдыздар біздің ғасырдың басында орыс астронымен с. Н. Блажко ашты және зерттеді. Біздің Галактиканың барлық жұлдыздарының шамамен жартысы Қос жүйелерге тиесілі, сондықтан орбиталар бойынша бір-біріне айналатын екі жұлдыз, құбылыс өте кең таралған.
Қос жүйеге тиістілік жұлдыздың өміріне өте қатты әсер етеді, әсіресе серіктері бір-біріне жақын болғанда. Бір жұлдыздан екінші жұлдызға ұмтылатын зат ағыны жаңа және аса жұлдызды жарылыстар сияқты драмалық жарқылдарға әкеледі. Қос жұлдыз өзара тартумен бірге сақталады. Қос жүйенің екі жұлдызы да олардың арасында жатқан және осы жұлдыздардың гравитация орталығы деп аталатын кейбір нүктенің айналасында эллиптикалық орбиталар бойынша айналады. Егер жұлдыздарды балалар әткеншектерінде орындайтын болса, оны тірек нүктелері ретінде елестетуге болады: әрқайсысы бөренеге салынған тақтаның соңында. Жұлдыздар бір-бірінен алыс болған сайын, соғұрлым олардың орбиталар бойынша жолдары ұзағырақ ұзағырақ. Қос жұлдыздардың көпшілігі (немесе жай ғана - екілік) бір-біріне тым жақын, тіпті ең қуатты телескоптарға бөлек ажыратуға болады. Егер серіктестер арасындағы қашықтық өте үлкен болса, орбиталық кезең жылдар бойы өлшенуі мүмкін, ал кейде бүкіл жүз жылдықта немесе одан да көп. Әдетте, аспандағы қос жұлдыз көзге көрінетін жылтырлықты өзгерту және бір-біріне жақын табу бойынша визуалды (біріншісі және олар ежелгі арабтармен ашылды) анықталады. Кейде екі жұлдыз кездейсоқ жақын көрінеді, ал шын мәнінде айтарлықтай қашықтықта және жалпы ауырлық орталығы жоқ (яғни оптикалық Екі жұлдыз), алайда, бұл өте сирек кездеседі.
Сондай-ақ, жұлдыздардың бірі көрінбейтін болса, жұлдыз траектория бойынша қос жұлдызды анықтауға болады: көрінетін жұлдыздың траекториясы тік емес, ал бұрылысты болады; бұл траекторияның сипаттамасы бойынша екінші жұлдызды есептеуге болады, мысалы, бұл Сириус жағдайында болды. Егер қандай да бір жұлдыз аспанда тұрақты ауытқулар жасаса, бұл оның көрінбейтін серіктесі бар дегенді білдіреді. Сонда ол оның жағдайын өлшеу арқылы табылған астрометриялық қос жұлдыз деп Айтады. Спектроскопиялық қос жұлдыздар олардың спектрлерінің өзгерістері мен ерекше сипаттамалары бойынша, күн сияқты қарапайым жұлдыздың спектрін, жұтылу сызықтары деп аталатын көптеген тар нелиялармен қиылысқан үздіксіз Радуга сияқты табады. Егер жұлдыз бізге немесе бізден қозғалса, осы сызықтар орналасқан дәл түстер өзгереді. Бұл құбылыс Доплер әсері деп аталады. Екі жүйенің жұлдыздары орбитамен қозғалғанда, олар бізге жақындап, жойылады. Нәтижесінде олардың спектрлері радуганың кейбір учаскесінде қозғалады. Спектрдің мұндай жылжымалы желілері жұлдыз екі есе деп Айтады. Егер екі қос жүйенің қатысушысы бірдей жарқыл болса, спектрде екі сызық жиынтығын көруге болады. Егер жұлдыздардың бірі әлдеқайда жарқын болса, оның жарығы басым болады, бірақ спектралды сызықтардың тұрақты ауысуы оның шынайы Қос табиғатын береді.
Кейде жұлдыздардың тығыз жұптарының қосарлығын олардың жылтырлығының периодтық өзгерістерін зерттей отырып анықтауға болады.
Екі жүйе жұлдыздарының жылдамдығын өлшеу және тартылыс заңын қолдану жұлдыздардың массасын анықтаудың маңызды әдісі болып табылады. Қос жұлдыздарды зерттеу-жұлдызды массаларды есептеудің жалғыз тікелей тәсілі. Дегенмен, әрбір нақты жағдайда дәл жауап алу оңай емес. Жұлдыздардың массасы әр түрлі болып шықты. Олардың кейбіреулері бойынша массасы жағынан Күнге, ал басқа жоғары оның. Сонымен қатар, барлық жұлдыздар үшін, оның ішінде күн үшін де шарт орындалады - жұлдыздың жарықтығы көп болған сайын, яғни жұлдыз уақыт бірлігінде кеңістікке энергия көп болған сайын, соғұрлым оның массасы да көп болады. Екі есе үлкен массаға шамамен үлкен жарықтық сәйкес келеді, сондықтан жұлдыздардың жарықтық айырмашылығы массадағы айырмашылыққа қарағанда әлдеқайда көп. Қос жұлдыздарды өлшеу санаудың басында қабылданған басты Жұлдызға қатысты спутниктің полярлық координаттарын анықтаудан тұрады. Астрономияда Қос жұлдыздарды өлшеуге арналған көптеген аспаптар бар: микрометрлер (нитяны, салыстыру жұлдызымен микрометрлер, жұлдызды интерферометрлер, қос бейненің микрометрлері, жартылай толқын режимінде жұмыс істейтін интерференционды микрометрлер). Сондай-ақ, қос жұлдыздарды бақылау үшін ай жабыны әдісімен және фотоэлектрлік бейнені сканерлеу әдісімен қолданылады.

1.Қос жұлдыз түрлері және оларды зерттеу әдістері.

Қос жұлдыздар, егер олардың екілік телескопта тікелей бақылаулар кезінде байқалса, визуалды-екілік деп аталады (ал сирек жағдайларда және қарусызданбаған көзде, мысалы: және бір-бірінен шамамен 12'қашықтықта орналасқан g үлкен мысалдар). Бірқатар бақылаушылардың жұмыстарының нәтижесінде (олардың ішінде Пулков обсерваториясы астрономдарының жұмыстары көрнекті рөл атқарды) қазіргі уақытта каталогтарға шамамен 40 000 визуалды-қос жұлдыз енгізілген.
Спектральды талдаудың қолданылуы 1889 жылы Ауыспалы сәулелік жылдамдықтары бар жұлдыздардың ашылуына әкелді (осы жұлдыздардың спектрлеріндегі сызықтар Доплер - Физо принципі бойынша кезең-кезеңімен ығысады). Бұл құбылысты зерттеу мұндай жұлдыздардың әрқайсысы бір-біріне жақын компоненттерінің қос жүйе болып табылатынын көрсетті,бұл оларды тіпті ең қуатты телескоптардың көмегімен жеке-жеке қарауға болмайды. Мұндай жұлдыздар спектралды-Қос атау алды.
Спектрлік-Қос жұлдыздарды ашқанға дейін астрономдардың назарын Алголь жұлдызы (Персейдің суреті) тартты, кезеңдердің тамаша дұрыс келуімен, оның жарқылының үш еседен астам азаяды, содан кейін қайтадан бұрынғы шамаға дейін артады. Алголдың жарқылының өзгерісі 1669 жылы байқалды, ал 1782 жылы, яғни 100 жылдан астам уақыт өткен соң, глухонем - астрономияның әуесқой баласы Джон Гудрайк - Алголдың жарқылының оның қараңғы серіктерімен бітелуі салдарынан өзгеретінін ойлады. Бұл болжам болашақта толық расталды. Қазіргі уақытта 2,5 мыңға жуық жұлдыз белгілі, олардың жарықтары Алголдағы себептерге байланысты мезгіл-мезгіл өзгереді. Бұл жұлдыздар Алгольді жұлдыздармен аталды. Олар еспелі-Қос жұлдыздардың көп бөлігін құрайды.
Осылайша, екі жұлдыздың үш түрі белгілі: визуалды-екі есе, спектралды-екі есе және затменно-екі есе. Осы үлгілердің әрқайсысына кіретін жұлдыздарды зерттеу өте маңызды, себебі әлі күнге дейін тек екі жұлдыз (және, әрине, күн) біздің жұлдызды массалар туралы білім көзі болып табылады. [6,12]
Эволюциялық тұрғыдан ДБ тығыз және кең болып бөлінеді. Тығыз екі есе жүйелер деп аталады, онда компоненттер өмірдің кейбір кезеңінде затпен алмасуға қабілетті. Ал кең Қос жүйелердегі компоненттер арасындағы қашықтық гравитациялық жүйеден басқа бір-біріне өзге әсер етпейді. [10]

1.1.Физикалық және оптикалық визуалды-қос жұлдыз.

Жалпы массаның ортасындағы екі компоненттің орбиталық қозғалысы анықталған қос жұлдыздар физикалық қосарлы деп аталады; компоненттердің байқалатын жақындығы, бұл компоненттердің бізден мүлдем әртүрлі қашықтықта орналасқанда, бір көру сәулесінен дәл дерлік орналасқан, оптикалық қосарлы деп аталады. Кейбір жағдайларда физикалық қос жұлдыз компоненттерінің арасындағы өзара сызықтық қашықтық соншалықты үлкен (мысалы, екі жарқын компоненттен 12' қашықтықта орналасқан Возничего шоқжұлдызынан Капелл жұлдызының үшінші компоненті), олардың орбиталық қозғалысы өте баяу жүреді. Бұл жағдайда осы қос жұлдыз физикалық немесе оптикалық қосарлы болып табылады ма, оның компоненттерінің өз қозғалыстарын салыстыру негізінде айтуға болады. Егер бұл өз қозғалыстары бір - біріне жақын болса, және бағыт бойынша, демек, қос жұлдыз физикалық, олай болмаған жағдайда-оптикалық.
Физикалық Қос жұлдыздардың орбиталық қозғалысын уақыт өте келе болатын екі компоненттердің экваторлық координаттарының өзгеруін анықтау арқылы зерттеуге болады. Бұл мақсат үшін абсолютті әдістермен де, дифференциалды әдістермен де қолдануға болады. Алайда, компоненттердің салыстырмалы қозғалысын зерттеу оңай және дәлірек болады. Осы мақсатпен компоненттердің бірі (әдетте басты жұлдыз деп аталатын жарқын) қозғалмайтын болып қабылданады және басқа компоненттің салыстырмалы қозғалысын зерттейді (спутникті деп аталатын ашық емес). Бұл ретте окулярлық микрометрдің көмегімен немесе фотографиялық сурет бойынша екі шаманы өлшейді: р әрпімен белгіленетін компоненттер арасындағы қашықтық және доға секундтарында көрінетін, басты жұлдыздан әлемнің Солтүстік полюсіне дейінгі бағыт пен басты жұлдызды спутникті қосатын сызық арасындағы позициялық бұрыш. Бұрыш сағат тілінің жүрісіне қарсы әлем полюсіне бағыттан 0-ден 360° - ға дейін есептеледі.
Егер бір екі жұлдыздың осындай өлшеулерін жеткілікті ұзақ уақыт аралығынан кейін қайталайтын болса, спутниктің негізгі Жұлдызға қатысты бірқатар ережелерін алып, алдымен көрінетін, содан кейін спутниктің шынайы орбитасын анықтауға болады.

Рис. 2. Көрнекі-қос жұлдыздың көрінетін және шынайы орбиталары

Қос жұлдыздардың кейбіреулері компоненттердің бояуында күрт айырмашылықтың салдарынан өте әдемі. Мысалы, Екі жұлдыз Андромеда басты жұлдыз қызғылт, ал спутник көк. Түстегі мұндай айырмашылық негізінен физиологиялық сипаттағы себептермен (қарама-қайшылықпен) түсіндіріледі және компоненттер түсінің нақты айырмашылықтарына байланысты болады.
Көрінетін орбиталар, визуалды-Қос жұлдыздардың спутниктері әрдайым эллипс түрінде болады (сурет. 2). Дегенмен, басты жұлдыз әдетте мұндай эллипстің фокусында емес. Бұл спутниктің шынайы орбитасы жер бақылаушысымен қарастырылады және көрінетін орбита көру сәулесіне перпендикуляр жазықтыққа оның проекциясын білдіреді. Сонымен қатар, "Қазақстан Ғарыш Сапары" ҰК "АҚ мен" Қазсат-3 "ғарыш спутнигін жасау және ұшыру туралы келісімшартқа қол қойды-Ле Бурже," Қазақстан Ғарыш Сапары " ҰК "АҚ мен" Қазсат-3 " ғарыш спутнигін жасау және ұшыру туралы келісімшартқа қол қойды-Ле Бурже.
Көрінетін орбитаны салып, нақты орбитаны анықтауға болады. Бұл үшін, әдетте, шынайы орбитаның келесі 7 элементін табады: T - жылдармен көрсетілген айналым кезеңі; t - жерсеріктің периастр арқылы өту сәті (басты жұлдызға жақын нақты орбитаның нүктесі); е - эксцентриситет; а - доғаның секундтарында көрсетілген орбитаның үлкен жарты осьы; i-орбитаның көлбеуі, яғни орбитаның жазықтығына, көру сәулесіне перпендикулярлы жазықтыққа еңіс бұрышы; - орбитаның тораптарының бірінің позициялық бұрышы, яғни, орбитаның жазықтығына перпендикулярлы көру сәулесіне перпендикулярлы көлбеу бұрышы; - орбитаның тораптарының бірінің позициялық бұрышы, яғни ол негізгі жұлдыз және перпендикулярлы көру сәулесі арқылы өтетін жазықтықты қиып өтетін екі нүктеден тұрады (әдетте 180° - тан аз позициялық бұрыш алынады); - спутниктің қозғалыс бағытында саналатын түйіннен периастрға дейінгі орбитаның жазықтығындағы бұрыш.

1.2.Спектрлік-қос жұлдыз.
Спектрлік бақылаулар негізінде ғана екі еселенген жұлдыздар спектрлік - екі есе деп аталады.
Спектрлік-қос жұлдыз спектрлерінің өзгеру сипаты мен себебі күріш түсіндіріледі.3. Егер массалардың жалпы ортасының айналасында қозғалатын қос жұлдыздың өте жақын компоненттері бір-бірінен спектрі мен жылтырлығы бойынша айырмашылығы аз болса, онда мұндай жұлдыз спектрінің спектральды сызықтарының мезгіл-мезгіл қайталанатын бөлінуі байқалуы тиіс.
Егер бір компонент А1 жағдайын, ал екіншісі - В1 жағдайын иеленсе, онда екеуі де бақылаушыға бағытталған көру сәулесіне тікелей бұрышпен қозғалатын болады және спектральды сызықтың бөлінуіне болмайды. Бірақ егер компоненттер А2 және В2 қалпын алса, онда А компоненті - бақылаушыға қозғалады, ал В компоненті - бақылаушыдан және спектральды сызықтардың бөлінуі бақыланады, өйткені бірінші компонентте спектральды сызықтар спектрдің күлгін ұшына, ал екіншісінде - Қызыл ұшына үйлеседі. Содан кейін компоненттердің одан әрі қозғалысы кезінде спектралды сызықтардың бөлінуі біртіндеп жоғалады (екі компонент де қайтадан тікелей бұрышпен көру сәулесіне қарай ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.