Файл қосу
Жұлдызға Сол жұлдызға
ҚАЗАҚСТАН РЕСПУБЛИАСЫНЫҢ
БІЛІМ ЖӘНЕ ҒЫЛЫМ МИНИСТРЛІГІ
СЕМЕЙ КАЛАСЫНЫҢ ШӘКӘРІМ атындағы
МЕМЛЕКЕТТІК УНИВЕРСИТЕТІ
3 деңгейлі СМЖ құжаты
УМКД
ПОӘК.042-14-2-06.01.20.88/03-2013
ПОӘК
Оқу-әдістемелік материалдар
№3 баспа 2013 ж.
ПӘННІНІҢ ОҚУ-ӘДІСТЕМЕЛІК КЕШЕНІ
5В060400 - <<Физика>> мамандығы үшін
АСТРОНОМИЯ
ОҚУ-ӘДІСТЕМЕЛІК МАТЕРИАЛДАР
Семей 2013
Дәріс № 1. <<Астрономия>> пәніне кіріспе
Дәрістің мазмуны
* Астрономияның анықтамасы, негізгі есептері
* Астрономияның бөлімдері
* Астрономияның негізгі ұғымдары
Астрономия (грек тілінде <<астрон>> - жұлдыз және <<номос>> - заң) - аспан денелердің және олардың жуйелерінің қозғалысының, құрылысын, пайда болуының және дамуың зерттейтін Әлем туралы ғылым.
Аспан денелерді зерттегенде астрономия өз алдында үш негізгі есеп қояды:
* Қеністіктегі аспан денелердің көріністін, одан әрі нақты орындарын мен қозғалыстарын зерттеу, олардың өлшемдері мен пішіндерін анықтау
* Аспан денелердің физикалық құрылысын зерттеу, яғни аспан денелердің бетіндегі және ішіндегі химиялық құрамын және физикалық шарттарын зерттеу
* Жеке аспан денелердің және олардың жуйелерінің пайда болуының, дамуының және келешектегі дағдырының мәселесін шешу
Астрономияның негізгі бөлімдеріне мыналар жатады:
* Астрономия - кеңістік пен уақытты өлшеу туралы ғылым
* Теориялық астрономия
* Аспан механикасы
* Астрофизика
* Жұлдызды астрономия
* Космогония
* Космология
Астрономияның негізгі ұғымдарына мыналарды жатқызуға болады:
Астрономиялық бақылаулар, аспан денелердің көрінетін және нақты қозғалыстары, географиялық және сфералық координаталар, Күн тәуліктері, календарь, сфералық тригонометрия, тәулік және жұлдыз параллаксы, Ай және Күн тұтылыстары, негізгі астрофизикалық саймандар, Күннің құрамы мен ішкі құрылысы, Күн жуйесі, қалыпты, екілік және физикалы айнымалы жұлдыздар, Галактика, галактикалар жиынтығы, космология.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* <<Астрономия>> пәні дегеніміз не?
* Астрономияның негізгі есептерін атап шығындар
* Астрономияның негізгі бөлімдерін атап шығындар
* Астрономияның негізгі ұғымдары
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
Дәріс № 2. Сфералық астрономияның негіздері
Дәрістің мазмуны
* Жұлдыз топтары, географиялық координаталары
* Аспан сферасы, аспан координаталарының горизонтал және экваториал жуйелері
* Эклиптика, эклиптикалық координаталар жүйесі
* Сфералық үшбұрыш
Бұлтсыз түнде көзбен аспанда жұлдыздар, Ай, планеталар, кометалар және т.б. көрінеді, барлығы жұық шамамен 6 мынға жақын. Жұлдыздардың аспандағы өзара орналасуы өте ақырын өзгереді.
Аспан бойынша жердегі орның анықтау үшін адамдар жарық жұлдыздырды топтарға біріктірген. Оларға аңдардың аттарын (Үлкен Аю, Арыстан, Дракон және т.б.) берген, грек мифологиясының, аттары (Кассиопея, Андромеда, Персей және т.б.) берген және топтың пішініне ұқсас фигураларымен (Солтүстік Корона, Үшбұрыш, Тараза және т.б.) атаған. Қазақтар Үлкен Аюды, мысалы, Жеті қарақшы деп атаған.
XVII ғасырдан бастап әрбір жұлдыз тобындағы жеке жұлдыздарды грек алфавиттің әріптерімен белгілей бастаған. Онымен бірге, жарық жұлдыздарға (130 жұық) меншікті ат берген (Сириус, Вега, Капелла және т.б.).
Қазіргі заманға дейін астрономиялық бақылаулардың көбісі Жерде өткізіледі және бақылаушының оның бетіндегі орнына тәуелді болады. Бақылаушының Жер бетіндегі орның анықтайтын координаталар жүйесін географиялық координаталар деп атайды.
Жер айналатын елестетін өсі PNPS Жер массасының ортасының өтеді және айналу өсі деп аталады
Айналу өсі Жер бетімен екі нүктеде қиылысады: солтүстік географиялық полюсте PN және оңтүстік полюсте PS. Жазықтығы Жер массасының ортасынан өтетін және айналу өске перпендикуляр болатын Жер бетінде үлкен шенберді жер экваторы деп атайды
Жазықтықтары жер экваторының жазықтығына параллель болатын кішкентай шенберлерді географиялық параллельдер деп атайды
Жердің географиялық полюстерден және жер бетіндегі 0 нүктеден өтетін үлкен жартылай шенберді 0 нүктенің географиялық меридианы деп атайды. Англиядағы Гринвич обсерваториясынан өтетін географиялық меридианды PNGGIPS бастапқы немесе нульдік меридиан деп атайды. Нульдік меридиан және одан 180° алшақтаған меридиан Жер бетін екі жартылай шарға бөледі: шығыс және батыс.
Жердің берілген нүктедегі ауырлық күш бағытымен бағыттас түзу сызықты вертикаль немесе тік сызық деп атайды.
Жер бетіндегі 0 нүктенің орны екі географиялық координаталарымен анықталады: φ географиялық ендікпен және λ географиялық ұзақтылықпен.
0 нүктенің φ географиялық ендігі деп Жер экваторының жазықтығы мен 0 нүктеден өтетін тік сызықтық арасындағы бұрышты айтады. Егер географиялық ендік Жер экватордан PN жағына өлшенсе, яғни 0°- тең +90° дейін, оны солтүстік еңдік деп атайды. Егер φ оңтүстік полюс жағына өлшенсе, яғни 0°- тең - 90° дейін, оны оңтүстік ендік деп атайды.
0 нүктенің λ географиялық ұзақталығы деп бастапқы меридианның жазқтығы мен 0 нүктеден өтетін меридианның жазықтығы арасындағы бұрышты айтады. Ол 0°- тең 360° -дейін болады.
Аспан денелердің бақыланатын орындары мен қозғалыстарың зерттегенде бақылау кезде олардың орындарын кейбір дәлдікпен анықтау керек. Мұнда оларға дейін қашықтықты білүдің қажеттілігі жоқ, себебі барлық денелер радиусы кезкелген кейбір сфераның ішкі бетінде орналасқан сияқты болып көрінеді. Сондықтан аспан денелердің көрінетін орындарын бағыттармен ғана аңықтауға болады, ал олардың өзара орналасуын - осы бағыттар арасындағы бұрыштарымен.
Уақыттың кейбір кезінде қеңістіктің анықталған нүктесінен көрінетін аспан денелердің орындары көрсетілген ортасы сол нүктеде болатын радиусы кезкелген елестететін ссфераны аспан сферасы деп атайды.
Аспан сферасы аспан денелердің бақыланатын орындары мен қөзғалыстарын зерттеуге арналған. Аспан сферасының 0 ортасынан өтетін және бақылау орындағы тік сызықпен бағыты беттесетін түзуді тік немесе вертикал сызық деп атайды.
Тік сызық аспан сферасының бетімен екі нүктеде қиылысады: бақылаушының үстінде Z зенитте және астында ZI надирде.
Жазықтығы тік сызыққа перпендикуляр болатын аспан сферасының үлкен шенберін математикалық немесе шын горизонты атайды. Математикалық горизонт аспан сферасының бетін екіге бөледі: төбесі Z зениттегі бақылаушы көретін және көрінбейтін, төбесі ZI надирдегі.
Зениттең М аспан денеден және надирден өтетін аспан сферасының үлкен жартылай шенбер аспан дененің биіктік шенбері деп аталады.
Аспан сферасының айналуы қасында өтетін PPI диаметр дуние өсі деп аталады. Дүние өсі аспан сферасының бетімен екі нүктеде қиылысады: дүниенің солтүстік P полюсінде және дүниенің оңтүстік PI полюсінде. Жазықтығы дүние өсіне перпендикуляр болатын аспан сферасының үлкен шенбері QWQIE аспан экваторы деп аталады.
Жазықтығы аспан экваторының жазықтығына параллель болатын аспан сферасының кішкентай шенбері (вМв) М дененің аспан немесе тәулік параллелі деп аталады.
Дүние полюстері мен М денеден өтетін аспан сферасының үлкен жартылай шенбері PMPI сағат шенбері немесе склонение шенбері деп аталады.
Аспан экваторы математикалық горизонтпен екі нүктеде қиылысады: E шығыс нүктесінде және W батыс нүктесінде. Жазықтығы тік сызықпен дүние өсі бойынша өтетін аспан сферасының үлкен шенбері PZQSPIZIQIN аспан меридианы деп аталады.
Аспан меридианы математикалық горизонтпен екі нүктеде қиылысады: N солтүстік нүктесінде және S оңтүстік нүктесінде.
Аспан меридианы аспан экваторымен де екі нүктеде қиылысады: экватордың Q жоғарғы нүктесінде және экватордың QI төменгі нүктесінде.
Астрономияның әртүрлі есептерін шешу үшін аспан координаталарының әртүрлі жүйелерін қолданады.
Горизонтал жүйеде негізгі жазықтық ретінде математикалық горизонт жазығы алынады NWSE, ал санау зениттен немесе математикалық горизонттың бір нүктесінен болады.
Бір координатасы ретінде зениттік қашықтық Z немесе горизонт үстіндегі дененің биіктігі h алынады. М аспан дененің h биіктігі деп математикалық горизонттан аспан денегі дейінгі биіктік шенбердің mМ доғасы алынады. Ал Z зениттік қашықтығы деп зениттен денеге дейінгі биіктік шенбердің ZM доғасы аталады:
Z+h=90°
Координатолардың бірінші экваториал жүйесінде негізгі жазықтық ретінде аспан экватордың жазықтығы QQI алынады, а санақ басы ретінде - аспан экватордың нүктелері.
Бір координатасы - аспан дененің δ склонениясы M дененің склонениясы деп PMmPI сағат шенбердің аспан экватордан денеғе дейінгі mМ доғасы айтылады. Склонение аспан дененің сағат шенбердегі орның анықтайды, ал сағат шенбердің аспан сферасындағы орның басқа координата - сағат бұрышы t анықтайды. М аспан дененің сағат бұрышы t деп аспан экваторының Q жоғарғы нүктесінен денеден өтетін PMmPI сағат шенберге дейін Qm доғасын айтады.
Координаталардың екінші координаталар жүйесінде бірінші координатасы ретінде δ алынады, ал екінші координатасы ретінде тұра шығу α алынады. Тұра шығу α дегеніміз - бұл көктем тепе-теңдік γ нүктесінен аспан денеден өтетін сағат шенберге дейінгі аспан экваторының γm доғасы.
3 және 4 сұрақтар ОБСӨЖ-ге бөлінген
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Түнгі аспанда бізге көрінетін негізгі жұлдыз топтарын атаныз
* Географиялық координаталарға не жатады?
* Аспан сферасына анықтама беріндер
* Аспан сферасының негізгі элементтерін атап шығындар
* Горизонтал аспан координаталар жүйесі
* Экваториал аспан координаталар жүйесі
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 3. <<Аспан денелердің бақыланатын және нақты қозғалыстары>>
Дәрістін мазмуны:
* Жұлдыздардың, Ай мен Күннің бақыланатың қозғалыстары
* Ай мен Күннің нақты қозғалыстары
Егер бұлтсыз түнде жұлдызды аспанды бірнеше сағат бақыласақ, аспан біртұтас сияқты бақылау нүктеден өтетін елестетін ось қасында айналатындығын көреміз. Аспанның осы айналысын тәуліктік қозғалысы деп атайды, себебі бір толық айналыс бір тәулікте болады.
Егер жұлдыздардың тәуліктік қозғалысын Жердің солтүстік жартылай шарында бақыласақ және оңтүстікке қарап тұрсақ, олардың қозғалысы сағат тілінің бағыты бойынша шенбер траекториясымен болады. Жұлдыздар горизонттың шығыс жағында әрқашан бір биіктікке көтеріліп, батыста бір нүктеде отырады.
Егер солтүстікке қарап тұрсақ, кейбір жұлдыздар шығады және отырады, ал кейбір жұлдыздар бір қозғалмайтың нүктенің қасында толық шенбермен қозғалады. Бұл нүктені дүниенің солтүстік полюсы деп атайды. Осы нүктенің қасындағы жұлдызды орысша Полярлық жұлдыз, ал қазақша Темір қазық деп атайды. Темір қазықтын дүниенің солтүстік полюстен қашықтығы қазіргі заманда 1° кіші.
Күн мен Ай, жұлдыздар сияқты, горизонттың шығыс жағында шығады, ал батыс жағында отырады. Бірақ олардың шығатың және отыратын нүктелері жыл барысында өзгеріп отырады.
Күн қыс басында оңтүстік - шығыста шығып, оңтүстік - батыста отырады. Бірақ әрбір күнсайын оның шығу және отыру нүктелері солтүстікке жақындай береді, Күн ұзара береді, ал түн қысқарады. Жаз басында үрдіс керісенше өте бастайды.
Ай тәулік барысында батыстан шығысқа 13° ауысын, бір жұлдыз тобынан екіншісі ауыса береді. 12 жұлдыз топтары бойынша қозғалып, Ай 27, 32 тәуліктерде аспан бойынша толық айналым жасайды. Ал Күн сол жұлдыз топтары бойынша толық айналымды бір жылда жасайды.
Жұлдыздардың нақты қозғалысын қарастырмауға болады, себебі жұлдыздар Жерден өте үлкен қашықтықта болғандықтан оның әсері ғасырларда ғана білінеді. Солайда күннің масса ортасының қозғалысын ескермеуге болады, себебі бұл ауытқулар Күннің диаметрімен салыстырғында өте кішкентай болады. Күн жүйесі 200 млн жылдан көп уақыт мерзімінде біздің Галактика ядросының қасында бір айналым жасайды. Сондықтан бірнеше ай мерзімінде Күнге Галактика ядросымен жұлдыздардан түсетін күштердін өзгерісін ескермей, Күн жүйесің инерциалды санақ жүйе деп есептеуге болады.
Ал Айдың нақты қозғалысың ескермеуге болмайды, себебі Ай аспан денелердін ішінде Жерге ең жақыны. Ай үлкен осі 384400 км тең эллипс орбитасы бойынша қозғалады. Ай қозғалысының бір ерекшелігі - оның айналмалы қозғалысының периоды Жердің қасындағы қозғалыс периодына тең, сондықтан біз Айдың бір ғана жағын әрқашан көреміз. Ай қозғалысының әсері Жер бетінде мұхиттағы су қабатына білінеді, су деңгейі кезенді көтеріледі және төмендейді. Бұл Жердің өзіннің айналмалы қозғалысына біртексіздік береді. Онымен бірге Ай Жер-Ай жүйесінің бөлігі ретінде Күннің қасындада қозғалады. Сондықтан Айдың нақты қозғалысы күрделі болады.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары
* Жұлдыздардың бақыланатын қозғалысы қандай болады?
* Күннің бақыланатын қозғалысы қандай болады?
* Айдың бақыланатын қозғалысы қандай болады?
* Жұлдыздардың нақты қозғалысын неге ескермеуге болады?
* Күн мен Айдың нақты қозғалыстары қандай?
Қолданылатын әдебиет:
1. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
2. Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
3. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
4. Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 4. <<Планеталардың бақыланатын және нақты қозғалыстары>>
Дәрістін мазмуны:
* Планеталардың бақыланатын қозғалысы
* Планеталардың нақты қозғалысы. Кеплер заңдары
Планеталар өз бақыланатын қозғалыстары бойынша екі топқа бөлінеді: төменгі (Меркурий, Венера) және жоғарғы (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон).
Төменгі және жоғарғы планеталардың жұлдыз топтары бойынша бақыланатын қозғалыстары әр түрлі болады.
Меркурий және Венера (Шолпан) аспанда әрқашан Күн орналасқан жұлдыз тобында, немесе көршілес тобында орналасады. Олар Күннен шығыстада, батыстада болуы мүмкін, бірақ Меркурий 18-28° алыстамайды, ал Шолпан 45-48° алыстамайды. Планетаның Күннен шығысқа ең үлкен алшақтауын оның максимал шығыс элонгациясы, ал батысқа - максимал батыс элонгациясы деп атайды.
Планетаның шығыстан қозғалып, Жер мен Күн арасында орналасуын планетаның төменгі қосылуы деп атайды. Бұл кезде планета көрінбейтін болады. Планетаның керісінше батыстан қозғалып, Жер мен Күн арасында орналасуын жоғарғы қосылуы деп атайды.
Жоғарғы планеталардың жұлдыз топтары бойынша қозғалысы басқаша өтеді. Олар жұлдыз арасында, Күн сияқты, батыстан шығысқа ауысады. Бірақ олардың қозғалыс жылдамдығы Күннен кіші болғандықтан, Күн планетаны құып жетқенде, ол көрінбейтін болады. Планета Күннен қалып, шығысқа азаятын жылдамдықпен қозғала береді. Бір кезде планета аспанда тоқтап, шығыстан батысқа қозғала бастайды. Оның жылдамдығы азая беріп, ол бір кезде тоқтап, қайтадан батыстан шығысқа қозғалады. Сөйтіп, жоғарғы планеталардың қозғалысы тұзақ тәрізді болады.
Планета орналасқан жұлдыз тобы Күн орналасқан жұлдыз тобына аспан сферасында Қарама-қарсы болған жағдайды Күнмен Қарама-қарсы тұруы деп атайды. Егер Күн және планета бір жұлдыз тобында болса, бұл жағдайды планетаның Күнмен қосылуы дейді.
Планеталардың нақты қозғалысы өте күрделі, себебі Күнмен бірге планеталарға басқа планеталар және серіктері әсер етеді. Бірақ бірінші жуықтауда, Күннің ғана әсерін есептесек, планеталар қозғалысы Кеплер үш заңына бағынады. Олар қазіргі заманда былай тұжырымдалады.
* Барлық планеталар эллипстер бойынша қозғалады, оның бір фокусында (барлық планеталар үшін ортақ) Күн орналасады.
* Планетаның радиус-векторы уақыттың бірдей аралықтарында бірдей аудандарды өтіп шығады
* Планеталардың Күн қасында айналудың сидерикалық периодтарының квадраттары олардың эклиптикалық орбиталарының үлкен жартылай остерінің кубтарына пропорционал болады
T12T22=a13a23
мұндағы T1 және T2 - планеталардың сидерикалық периодтары, a1 және a2 - олардың орбиталарының үлкен жартылай осьтері. Сидерикалық период дегеніміз - бұл планетаның Күн қасындағы толық айналу периоды.
Игеру денгейін бақылау сұрақтары:
* Төменгі планеталардың бақыланатын қозғалыстарының ерекшеліктері
* Жоғарғы планеталардың бақыланатын қозғалыстарының ерекшеліктері
* Кеплер 1 заңының анықтамасы
* Кеплер 2 заңының анықтамасы
* Кеплер 3 заңының анықтамасы
Қолданылатын әдебиет:
1. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
2. Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
3. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
4. Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 5. Аспан денелердің массаларын, өлшемдерін, формаларын анықтау.
Дәріс мазмұны
* Аспан денелердің массаларын анықтау
* Жер радиусын анықтау. Триангуляция.
* Жердің формасы мен өлшемдері.
Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс заңы аспан дененің мағынасы физикалық сипаттамасын - оның массасын анықтауға мүмкіндік береді.
Аспан дененің массасын былай анықтауға болады:
а) дененің бетіндегі ауырлық күшін өлшеу арқылы (гравиметриялық әдіс);
б) Кеплердің үшінші (дәлденген) заңы бойынша;
в) аспан дененің басқа аспан денелердің қозғалыстарындағы туғызатын ауытқұларың бақылау арқылы.
Бірінші әдісті қазіргі уақытта Жерге ғана қолдануға болады.
Бүкіл әлемдік тартылыс заңы бойынша Жер бетінде ауырлық күштің үдеуі:
g = G mR2 , (1)
мұндағы m - жер массасы, R - оның радиусы.
Осыдан Жер массасы: m = 5,976 · 1024 кг
Жердің орташа тығыздығы: ρ = mV = 5510 кг/м3
Егер планетанын кемінде бір серігі болса және оның планетаға дейінгі қашықтығы және айналу периоды белгілі болса, Кеплердің үшінші, дәлденген заңы Күн және планетаның массаларының қатынасын анықтауға мүмкіндік береді:
Т2 (М+ m) tc2 (m+ mс ) = а3ас3 , (2)
мұндағы М, m және mс - Күннің, планетаның және оның серігінің массалары,
Т және tc - планетаның және серіктің айналу периодтары,
а және аc - планетаның Күнге дейінгі және серіктің планетаға дейінгі қашықтықтары.
Бұл теңдіктің сол жағынында алымын және бөлімін m бөліп және барлық планеталар үшін mсm ≪ 1 екендігін ескере отырып табамыз (Жерді алмағанда):
Мm = tc2 a3T2 ac3 - 1 , (3)
Мысалы, Юпитер үшін mМ = 1 : 1050 болып шықты.
Серіктері жоқ планеталардың (Меркурий, Шолпан, Плутон) массалары олардың әсерінен басқа планеталардың қозғалысындағы ауытқұларын талдау арқылы анықталады.
Бүкіл әлемдік тартылыс теориясы бойынша кезкелген массасы үлкен жекеленген дене оське қатысты айналғанда шарға жақын формасын алу керек. Шынында, барлық бақыланатын массасы үлкен аспан денелердің (Күн, Ай, планеталар) формасы шарға жақын болады. Жердің формасының шарға тәрізділігі ғарыштан алынған оның фотографияларында жақсы көрінеді.
Жердің шарға тәрізділігі оның радиусын 2300 жыл бұрын әлі Эратосфен қолданылған әдіспен анықтауға мүмкіндік береді. Бұл әдістің идеясы қарапайым. Жер шарында бір географиялық меридианда жататын О1 және О2 екі нүкте таңдап алайық. Меридианның О1 О2 доғаның ұзындығын е деп белгілейік, ал оның бұрыштық мәнін - n0 деп белгілейік. Сонда Жердің радиусы былай анықталады (n0 = φ1 - φ2) :
R = 1800 е PI n0
Жердің радиусын дәлдірек анықтау үшін О1 және О2 нүктелер арасындағы қашықтық бірнеше жүз шақырым болу керек. Бұл нүктелер арасындағы қашықтықты тікелей өлшеуге болмайды, себебі олар арасында табиги бөгеттер (таулар, өзендер, ормандар) әрқашан кездеседі. Сондықтан доғаның ұзындығы Ɩ триангуляция деп аталатын арнайы әдісі бойынша есептеулер арқылы анықталады. Бұл әдіс бойынша онша үлкен емес қашықты - базисты және бірқатар бұрыштарды білу жеткілікті. О1 О2 доғаның екі жағында бір-бірінен 30-40 км орналасқан бірнеше А,В,С... нүктелер таңдап алынады. Әрбір нүктеден кемінде екі басқа нүкте көріну керек. Базисты майда бетте таңдайды және арнайы өлшеу лентамен дәл өлшейді. Қазіргі замандағы ұзындығы 10 км базистын ең дәл өлшеулерінің қателігі +- 2 мм.
Триангуляция әдісін алдымен Снеллиус 1615 ж. Голландиядағы меридианның доғасын өлшеуге қолданған. Одан кейін әртүрлі бағыттар бойынша алынған көп доғалардың ұзындығы өлшенген. Барлық өлшеулер меридианның 10 доғасының ұзындығы әртүрлі ендіктерде әртүрлі екендігін көрсетті: Экватор қасында ол 110, 6 км тең, ал полюстын қасында - 111,7 км, яғни полюстарға жақындай бергенде өсе береді. Бұл жербетінің қисықтығы полярлық облыстарда экваториалдармен салыстырғында кіші екендігін көрсетеді, яғни Жердің шардан айырмашылығы болады, оның формасы қысылған, сфероидқа (айналыстағы эллипсоидқа) жақын болады.
Көп анықтамалар негізінде 1964 ж. Халықаралық астрономиялық одақ Жер эллипсоидтың элементтерінің мынандай мәндерін қабылдады:
а = 6 378,16 км (экваториал радиусы)
в = 6 356,78 км (екі полярлық радиустар - бірдей)
Е = а-ва = 1: 298,25 (сфероидтің қысылуы)
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Аспан денелердің массаларын анықтаудың қандай әдістерін білесіндер?
* Гравиметриялық әдістің мағынасын ашындар
* Серігі бар планеталардың массасы қалай анықталады?
* Жердің радиусын анықтау әдісін түсіндіріндер?
* Триангуляция әдісі дегеніміз не?
* Жер эллипсоидтың элементтерінің мәндерін атап шығындар
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 6. Аспан денелердің формаларын және оларға дейінгі қашықтықты анықтау
Дәрістің мазмұны
* Тәулік параллақсы
* Аспан денелерге дейінгі қашықтықтарды анықтау
* Астрономиядағы қашықтықтардың бірліктері
* Күн жүйесіндегі денелердің өлшемдерін және формасын анықтау
Жердің бетінен бақылау арқылы анықталған аспан денелердің координаталары топоцентрлік деп аталады. Аспан дененің уақыттың бір моментінде Жер бетіндегі әртүрлі нүкте үшін анықталған топоцентрлік координаталары да әр түрлі болады. Бірақ бұл айырмашылық Күн жүйесіндегі аспан денелер үшін ғана көрінеді, ал жұлдыздар үшін көрінбейді (0'', 00004 кіші). Жердің әр түрлі нүктелерінен Жер центріысы алынған бағыт есептеледі. Ол аспан дененің геоцентрлік орның береді және оның геоцентрлік координаталарын анықтайды.
М' аспан денесі Жер ортасынан көрінетін бағытпен және оның жер бетіндегі нүктесінен көрінетін бағыт арасындағы бұрышты аспан дененің Р' тәулік параллаксы деп атайды. Бақылау кезде зенитта орналасқан дененің тәулік параллаксы 0 тең. Егер аспан денесі горизонтта бағыланса, оның тәулік параллаксы
максималды болады және горизонтал параллакс р деп аталады.
Z M '
O z' p' M
R
T
p
r Δ
Аспан дененің тәулік параллаксы мен горизонтал параллаксы армандағы байланыс мынадай: р' = р sinz'
Жердің экваториал радиусы R0 = 6378 км үшін анықталсан параллаксы горизонтал экваториал р0 параллаксы деп аталады. Сонда
р' = р0 sinz'.
Барлық кітаптарда Күн жүйесіндегі денелер үшін осы р0 параллакстың мәндері берілген.
Аспан денелерге дейін арақашықтықтарды анықтау олардың горизонтал экваториал параллаксын өлшеуіне негізделеді.
R0
O
T M
P0
Δ
Аспан дененің р0 горизонтал экваториал параллаксын біле тұрып, оның Жердің центріне дейінгі қашықтығын тез табуға болады. Егер ТО = R0 Жердің экваториал радиусы болса, ал ОМ = Δ - Жердің центрінен М денеге дейін арақашықтық болса, сонда : ТОМ ұшбұрыштан аламыз.
Δ = R0sinp0 (1)
Айды есептемегенде, барлық аспан денелер үшін параллакстар өте кішкентай. Сондықтан (1) формуланы басқаша жазуға болады:
sin р0 = р0" sin 1"= р0"206265"
Δ = 206265" R0р0" (2)
Бұл формула бойынша Күн жүйесіндегі денелер үшін қашықтық анықталады. Радиотехниканың тез дамуы Күн жүйесіндегі денелер үшін арақашықты радиолокациялық әдістемелер анықтауға мүмкіншілік берді. 1946ж. Айдын радиолокациясы, ал 1957-1963 жж. Күннің, Меркурийдің, Шолпанның, Марс пен Юпитердің радиолокациясы өткізілді.Радиотолқындардың таралу жылдамдығын
с = 3 · 105 км/с және радиосигналдың Жерден аспан денеге және керісінше таралу уақытың t(с) біле тұрып, аспан денеге дейінгі арақашықты былай табуға болады:
Δ = сt2
Жұлдыздарға дейін қашықтық бақылаушының Жер орбитасымен орын ауыстыруына негізделген олардың жылдық параллаксымен анықталады.
Жұлдызға бағыт жер орбитасының радиусына перпендикуляр болғандағы жұлдызан орташа жер орбитасы көрінетін PI бұрышты жұлдыздың жылдық параллаксы деп атайды.
Δ = аsinPI (3)
Жұлдыздардың жылдық параллаксы 1" кіші, сондықтан
Δ = 206265" аPI " (4)
Т М
a
O
PI
Δ
Аспан денелерге дейін қашықтық өте үлкен болса, оны км мен бірге басқа өлшембірліктермен де бейнелейді:
* астрономиялық бірлік (а.б.) - бұл Жерден Күнге дейін орташа қашықтық -
149 600 000 км.
* парсек (пс) - 1 жылдық параллаксқа сәйкес болатын қашықтық
1 пс = 30,86 · 1012 км
* жарық жылы - 1 жылдағы жарықтан өтетін қашықтығы.
1 ж.ж. = 9,460 · 1012 км = 63240 а.б.
1 пс = 3, 26 ж.ж. = 206 265 а.б.
Астрономиялық бірліктермен Күн жүйесіндегі қашықтықтарды бейнелейді. Мысалы, Меркурийден Күнге дейін қашықтық 0,387 а.б., ал Плутонға дейін - 39,75 а.б.
Ал жұлдыздарға дейін қашықтарды пс, кпс, мпс мен ж.ж. бейнелейді.
Мысалы, Күнге ең жақын жұлдыздың "Проксима Центавра" жылдық параллаксы PI = 0,762. Сондықтан, R = 1,31 пс немесе R = 4,26 ж.ж.
1 ж.ж. 365 · 24 ·3600 · 3 ·105 км
Аспан дененің Жерден көрінетін дискының бұрышын оның бұрыштық диаметрі деп атайды. Кейбір аспан денелердің (Күннің, Айдын, планеталардың) бұрыштық диаметрлерін тікелей бақылаулардан анықтауға болады.
R0
T
r
М
Δ P0
ρ
Егер дененің бұрыштық диаметрі (немесе радиусы) және оның Жерден қашықтығы белгілі болса, онда оның шын диаметрін (немесе радиусын) есептеу қиып емес. Егер ρ-М дененің бұрыштық радиусы,
Δ - Жер мен денеің орталар арасындағы қашықтық,
Р0 - дененің горизонтал экваториал параллаксы, ал R0 және r - Т Жердің және М дененің сызықты радиустары болса, сонда r = Δ sin ρ, R0 = Δ sin р0 және бұдан
r = ρр0 R0
r = sin ρsin р0 R0
немесе ρ және р0 өте кішкентай болғандықтан
Аспан денелердің пішінің, олардың дисктерінің, әртүрлі диаметрін өлшеп анықтауға болады. Егер дене қысылған болса, оның бір диаметрі басқадан үлкен, ал біреуі - басқадан кіші болады. Бақылаулар Жермен бірге қысылған пішін Марста, Юпитерде, Сатурнда,Уранда және Нептунда бар екендігін көрсетті. Бұрыштық өлшемдерін тікелей өлшеуге болмайтын аспан денелердің (мысалы, астероидтар мен жұлдыздардың) сызықты өлшемдері мен пішіндері арнайы әдістермен анықталады.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары
1. Тәулік параллаксы дегеніміз не?
2. Горизонтал параллакс дегеніміз не?
3. Тәулік және горизонтал экваториал параллакстар арасындағы байланысты жазындар.
4. Жер радиусы және горизонтал экваториал параллаксы арқылы қашықтық қалай анықталады?
5. Жұлдыздарға дейін қашықтық қалай анықталады?
6. Қашықтықтың қандай бірліктерін білесіндер?
7. Аспан денелердің формасы мен өлшемдері қалай анықталады?
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 7. Уақыт өлшеу негіздері. Ай тұтыныстары.
Дәрістің мазмұны
* Уақытты өлшеудің негіздері
* Ай орбитасы және оның ауытқулары. Ай айналудың периодтары.
* Күн және Ай тұтылыстарының болу шарттары.
* Ай тұтылыстары.
Уақыт өлшеу негіздері табиғатта болатын кезенді (периодты) қозғалыстарды бақылаудан пайда болған. Мұндай қозғалыстарға аспан сферасының тәулік айналуы, яғни Жердің өз оське қатысты айналуы, Жердің Күннің қасында айналуы және Айдың Жер қасында айналуы жатады.
Жердің өз осіне қатысты айналуын үлкен дәлдікпен біртекті деп есептеуге болады. Ол бақылауға болатын аспан сферасының айналу периодына тең. Сондықтан Жердің кейбір бастапқы орыннан айналу бұрышынан өткен уақыт туралы қорытынды жасауға болады. Жердің бастапқы орны ретінде бақылау жердегі жер меридианы жазықтығының аспандағы таңдап алынған нүктеден өту кезі немесе бұл нүктенің сол меридиандағы жоғарғы (немесе төменгі) кульминация кезі алынады.
Тәулік деп аталатын уақыттың негізгі бірлігінің ұзақтылығы аспанда таңдап алынған нүктеге тәуелді. Астрономияда мұндай нүктелер ретінде таңдап алынады:
А) көктем тепе-теңдік нүктесі;
Б) Күннің көрінетін дискысының ортасы;
В) <<орташа күн>> - уақыттың кезкелген кезіне аспандағы орнын теориялық жолмен есептеуге болатын фиктивті нүкте.
Бұл нүктелермен анықталатың уақыттың үш әр түрлі бірліктері сәйкес жұлдызды, шың күндік және орташа күндік тәуліктер деп аталады, ал олармен өлшенетін уақыт - жұлдызды, шын күндік және орташа күндік уақыт деп аталады.
Тәулік және оның бөліктері (сағаттар, минуттар және секундтар) уақыттың қысқа аралықтарын өлшеу үшін пайдалынады.
Уақыттың үлкен аралықтарын өлшеу үшін Жердің Күн қасындағы қозғалысына негізделген тропикалық жыл деп аталатын өлшем бірлігі арналады. Тропикалық жыл - бұл шын Күн ортасының көктем тепе-теңдік нүктесінен өткен моментер арасындағы уақыт.
Егер Күн жүйесінің кейбір денесі Күнге ғана тартылса, ол Күн қасында дәл Кеплер заңдары бойынша қозғалар еді. Екі дене есебінін шешіміне сәйкес болатын мұндай қозғалысты ауытқусыз деп атайды. Шынында Күн жүйесінің барлық денелер Күнмен бірге басқа денелерге де тартылады. Сондықтан Күн жүйесіндегі бірде дене дәл шеңбер, эллипс, парабола және гипербола бойынша қозғала ала алмайды.
Ай үшін орталық дене ретінде Жер болады, ал негізгі ауытқу беретін дене Күн болады. Оның Айға беретін ауытқу күші жуық шамамен Жердің тартылыс күшінен 90 есе кіші болады. Басқа денелердің әсерлері бұған қарағанда өте кішкентай болады.
Айдың Жер қасындағы ауытқусыз қозғалысы - бұл эксцентриситеті 0,055, а үлкен жартылай өсі 384 000 км болатын эллипс. Перигейде Айдан Жерге дейін қашықтық орташа қашықтықтан 21 км кіші, ал апогейде - соншаға үлкен болады.
Ай орбитасының жазықтығы эклиптика орбитасының жазықтығына 5009′ бұрылған. Ай Жердің қасындағы қозғалысында Жер Күн қозғалысында сияқты қозғалады, яғни сол бағытта. Айдың Жер қасындағы айналу периоды сидерикалық немесе жұлдыз айы деп аталады. Оның ұзақтылығы 27,32 орташа күн тәулікке тең болады. Бұл уақыт өткеннен кейін Ай қайтадан өз орбитасындағы орнын алады.
Ай қозғалысын зерттеу екі себеп бойынша өте қиын болады:
* Ай қозғалысындағы ауытқулар өте үлкен;
* Ай Жерге жақын, сондықтан алыстағы аспан денелердегі көрінбейтін ауытқулар Айдын қозғалысында білінеді.
Ауытқулар әсерінен Ай орбитасының элементтері жиі өзгеріп тұрады. Ай орбитасының барлық элементтері периодты өзгеріп тұрады. Мысалы, Ай орбитасының және эклиптика жазықтар арасындағы орташа 5009′ жарты жыл ішінде 90 58 мәннен 5020′ мәнге дейін өзгеріп тұрады. Ай орбитасының әрбір элементінің бір ғана емес, бірнеше жүз әр түрлі периодтар мен амилибудалар өтетін ауытқулар болады. Сондықтан Айдын нақты қозғалысы өте күрделі және оны зерттеу аспан механикасының ең қиын есебі болып табылады.
Ай орбитасының эклиптикамен қиылысатын нүктелер бір айналыста 1′ , 5 ауысады. Сондықтан, бір жұлдыз айы өткенде Ай бұрынғы орнына дәл келмейді. Бұрынғы орнына Ай 18 жыл 7 ай өткенде келеді. Ал Ай орбитасының перигелийі толық айналысты 9 жылда жасайды.
Айдың аспандағы көрінетін қозғалысы оның нақты қозғалысының салдары болады. Айдың көрінетін қозғалысы барысында оның фаза деп аталатын сыртқы түрі де өзгеріп тұрады. Кейбір күндерде Ай аспанда мүлдем көрінбейді. Содай кейін жінішке түрінде көрініп, тола беріп, толық дөңгелекке жетеді.
Айдың бір атты фазалар арасындағы уақыт аралығын (мысалы, екі толық Айлар мен) синодикалық ай деп атайды. Бақылаулар синодикалық ай орташа алғанда 29,53орташа күн тәулікке тең екендігін көрсетеді. Сөйтіп, синодикалық ай сидерикалық айдан ұзақ екендігі көрінеді. Бұны суреттен бақылауға болады. Ай кейбір жұлдызға алынған бағытқа бір айналым жасағанда Ай әлі толық айға жетпейді.
Күн
290,5
Жер
Ай
270,3
Толық ай
Толық ай
Толық ай
Жұлдызға Сол жұлдызға
Онымен бірге тағы үш айналу периодтарын қарастырады: аномалистік ай, драконикалық ай және тропикалық ай.
Егер Ай орбитасының жазықтығы эклиптика жазықтығымен беттесетін болса, Ай және Күн тұтылыстары әрбір синодикалық айда қайталана берер еді. Бірақ Ай орбитасы және эклиптика жазықтықтар арасындағы бұрыш 50 49′ тең, сондықтан Ай және ай немесе толық ай фазаларында эклиптика жазықтығынан үлкен қашықтықта болу мүмкін және сонда оның дискі Күн дискінің үстінен немесе астынан өту мүмкін немесе Жер көлеңкесінің конусына кірмеу мүмкін. Бұл жағдайда ешқандай тұтылыс болмайды.
Күн немесе Ай тұтылыс болу үшін Ай жаңаай немесе толықай фазаларында эклиптикаға (жақын болу керек). Күннің қысқа дербес тұтылысы болу үшін Айдың геоцентрлық эклиптикалық ендігі 88′,7 кіші болу керек. Ал Ай тұтылысы болу үшін толықай фазасында Ай және Жер көлеңкесінің орталарындағы қашықтық 56′,5 кіші болу керек.
Күн
Жерге Күннің жарығы түскенде оның көлеңкесі пайда болады. Күннің диаметрі Жердің диаметрінен үлкен болғандықтан Жердің көлеңкесінің диаметрі азая беретін конус тәрізді болады. Ай орналасқан қашықтықта Жер көлеңкесінің диаметрі Ай диаметрінен 2,5 есе үлкен болады.
Ай
Жер
Жердің қасында қозғалғанда Ай Жер көлеңкесіне кіру мүмкін, сонда Ай тұтылысы болу мүмкін. Тұтылыста Айға жарық мүлдем түскегендіктен, Ай тұтылысы Жердің Күнге қарсы жартышарының барлық жерлерінге көрінеді. Егер Ай Жер көлеңкесіне толығымен кірсе, Айдың толық тұтылысы болады, ал егер көлеңкеде Айдын бөлігі ғана болса дербес тұтылыс болады. Толық тұтылыс 2 сағатқа дейін созылу мүмкін.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Уақытты өлшеу қандай құбылыстарға негізделеді?
* Тәулік деп аталатын уақыттың негізгі бірлігінің ұзақтылығы қандай нүктелерге тәуелді?
* Неге аспан денелер дәл шеңбер, эллипс, парабола және гипербола орбиталар бойынша қозғалмайды?
* Ай орбитасы кеңістікте қалай орналасады?
* Ауытқулардың Ай орбитасына қандай әсері болады?
* Күн және Ай тұтылыстарының шарттарын түсіндіріндер.
* Ай тұтылысының пайда болуын түсіндіріндер.
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 8. Күн тұтылыстары. Тәжірибелік астрономия.
Дәрістік мазмұны:
* Күн тұтылыстары
* Тәжірибелік астрономияның негізгі есептері мен саймандары
* Астрономиялық құбыр. Телескоптар мен радиотелескоптар.
* Негізгі астрономиялық сипаттамаларды анықтау
Ай Жер қасында қозғалғанда алыстағы планеталар жұлдыздар мен Күн алдында өтіп, оларды жабу мүмкін. Жабудын, басталу және біту моменттерінің дәл анықтауы Ай қозғалысын және оның дискінің пішінің зерттеуге үлкен мағыналы. Жұлдыздардың жабылуы жиі болады, ал планеталардың жабылуы сирек кездеседі.
Күннің Аймен жабулуын күн тұтылыстары деп атайды.
Күн
Жер
Жер
Ай
Күн тұтылыс жер бетінің әртүрлі нүктесі үшін әртүрлі болады. Күн денені көлеңкенің жердегі диаметрі 270 км облыстағы толығымен жабылады. Бұл жер бетіндегі онша үлкен емес облыста толық күн тұтылысы байқалады. Ал Айдың жартылай көлеңкесінде дербес күн тұтылыс байқалады - Ай дискі Күн дискінің бір бөлігін ғана жабады. Бақылаушы көлеңкенің өсіне жақырындырақ болғанда тұтылыстан, фазасы үлкендірік болады. Жартылай көлеңке конусынан тыс жерде Күннің толық дискі көрінеді. Яғни ешқандай тұтылыс жоқ.
Егер Ай көлеңкесінің конусының төбесі жер бетіне жеткесе, сакина тәрізді Күн тұтылысы бақыланады.
Бір жылда болатын тұтылыстардың саны 7 аспайды - екі Ай тұтылысы және бес Күн тұтылысы, немесе үш Ай тұтылысы және төрт Күн тұтылысы. Тұтылыстар бұрыңғы тәртіппен сарос деп аталатын уақыт аралығында қайталанады. Оның ұзақтылығы 18 жыл 11,3 тәулік.
Практикалық астрономия деп адам қоғамынан өндірістік өмірімен байланысқан мәселелерді шешуге пайдалынатын бақылау әдістері мен сәйкес саймандарды қарастыратын астрономия бөлігін айтады. Олардыңішінде ең мағынасы: уақыт анықтау, географиялық координаталарды анықтау ( φ ендік пен λ ұзақтылығы) және жердегі денелердің азимуттарын анықтау.
Уақытты білу мағыналы емес болатын, адамның іс-әрекетінің облысын табуға болмайды. Уақытты әртүрлі дәлдікпен ғылыми проблемаларды шешкенде, өндірісте, адам тұрмысында білу қажетті болады. Тұрмыстық қажеттілігі үшін әрбір сағаттың сонында дәл уақыттың алты сигналы беріледі.Ғылым мен техникалық қажеттілігін қамтамасыз ету үшін арнайы ғылыми лабораториялар әртүрлі мемлекеттердің радиостанциялары арқылы 0,0001 с дәлдікпен дәл уақыттың арнайы сигналдарын жібереді.
Практикалық астрономия геодезия және гравиметриямен тығыз байланысты. Оның негізгі саймандарына астрономиялық құбыр, универсалды сайман, секстант, меридианды шенбер, пассаждық сайман, зенит-телескоп, призмалық астролябия, фотографиялық зениттік құбыр, астрономиялық сағат пен хронометр жатады.
Астрономиялық құбыр
Астрономиялық есептерді шешу принциптерінен бақылау уақытында горизонтал және вертикал жазықтарда бұрыштарды өлшеу және уақыт кездерін белгілеу қажеттілігі шығады.
Бұрыштардың өлшеуі құрылыстары әртүрлі бұрышөлшеуіш саймандармен өткізіледі. Қазіргі астрономиялық бұрышөлшеуіш саймандар күрделі, прецизиондық приборларға жатады.
Бұрышөлшеуіш сайманның негізгі бөліктеріне дәл бөлінген дөңгелектер және визир рөлін атқаратын астрономиялық құбыр жатады.
Астрономиялық құбыр негізінде тубустан және оның екі жақында орналасқан жарықты жинақтайтын линзалардан тұрады. Қарастырып отырған нысанға бағытталған линзаны объектив деп, ал бақылаушының көзіне бағытталған екіншісін окуляр деп атайды. Объектив пен окулярдың орталарын біріктіретін түзуді құбырдың оптикалық осі деп атайды.
Объектив аспан денелердің кескіндерін алу үшін арналады. Жинақтайтын линзалар алыстағы нәрселердің нақты, азайтылған және аударылған кескінің беретіндігі оптикадан белгілі, ал аспан денелерге дейін қашықтық өте үлкен болғандықтан олардың кескіндері фокустан өтетін оптикалық оське перпендикуляр болатын объективтің фокальдық жазықтығында жатады. Бұл кескінді лупа рөлін атқаратын окулярда қарайды. Кескін анық көріну үшін, объектив пен окулярдың фокустары беттесу керек.
Құбырдан n ұлғайтуы объективтің F және окулярдың f фокустық қашықтықтар бойынша есептеледі:
n = F/f
Астрономиялық құбырларда объективтердің фокустың қашықтықтары бірнеше дециметрлерден 20 метрге дейін болады; окулярлардың фокустық қашықтықтары - 0,5см 5-6 см дейін.
Бұрышөлшеуіш саймандардың үлкен астрономиялық құбырларында 100 ден 300 дейін ұлғайтуды қамтамасыз ететін фокустық қашықтықтары әртүрлі бірнеше окуляр болады.
Галилей 1609ж. аспанға телескопты бағыттағаннан кейін, астрономиялық бақылаулардың мүмкіндіктері шұғыл өсіп кетті. Бұл жылды ғылымдағы жаңа эраның - телескопиялық астрономияның эрасының басы деп есептеуге болады.
Телескоптық үш міндеті бар:
* Аспан денелерден келетін жарықты қабылдағыш құрылғыға жинау (көзге, фотопластинкаға, спектрография және т.б.)
* Өз фоналдық жазықтықта нысан немесе аспан бөлігінің кескінің тұрғызу
* Өте кішкентай бұрыштық қашықтықта жататын нысандарды айыруға көмектесу
Жарықты жинайтын және нысанның кескінің тұрғызатын телескоптың негізгі оптикалық бөлігіне объектив жатады. Объектив қабылдағыш құрылғымен құбыр (тубус) арқылы қосылады. Құбырды ұстап, оның аспанға бағытталуын қамтамасыз ететін механикалық құрылғыны монтировка деп атайды.Егер жарықтың қабылдағышы көз болса, міндетті түрде окуляр керек болады. Фотографиялық, фотоэлектрлік, спектралдық бақылауларда окуляр керек емес.
Егер объектив ретінде линза алынса, телескопты рефрактор деп атайды.
Егер объектив ретінде сфералық айна алынса, мұндай телескопты рефлектор деп атайды. Бірінші рефлекторды (диаметрі 3 см және ұзынды 15 см) 1671 ж. Ньютон жасаған. Қазіргі замандағы телескоптардың линзалары мен айналарының диаметрі бірнеше метрге жетеді.
Ғарыштың денелер электрмагниттін энергияны жиіліктің кең диапазонында шығарады - гамма-сәулелерден өте ұзын радиотолқындарға дейін. Ғарыштың радиосәулелерді қабылдайтын құрылғыларды радиотелескоптар деп атайды. Олар антенна мен өте сезгіш қабылдағыштардан тұрады. Радиотелескоптардың өлшемі бірнеше жүз метрге жетеді.
Негізгі астрономиялық сипаттамаларды анықтау
Уақыттын анықталған кезінде кейбір аспан дене зенитте болатын Жер бетіндегі нүкте сол дененің географиялық орыны деп аталады. Географиялық орнының ендігін және ұзықтылығын анықтау үшін аспан дененің координаталары және дененің зениттен өткен кездегі Гринвичтағы s0 жұлдызды уақыт белгілі болу керек. Егер дене зенитте болса, оның z 0, сондықтан . Онымен бірге дене жоғарғы кульминациясы болғандықтан, оның сағат бұрышы t 0, ал аспан дененің географиялық орындағы меридиандағы жергілікті жұлдызды уақыт s тең. Сөйтіп, дененің географиялық орынның ұзақтылығы - s0. Егер, бақылаушы М дененің В географиялық орынымен беттеспейтің жер бетіндегі 0 нүктесінде болса, ол аспан денені s0 кезде z зениттік қашықтықта көреді.(Денеден Жер бетіндегі барлық нүктелерге бағытталған сәулелерді параллель деп есептеуге болады.) Басқаша айтқанда, бақылаушы географиялық орыннан аспан дененің зениттік қашықтығына тең болатын бұрыштық қашықтыққа орналасады. Егер Жерді шар деп, ал тік сызықтарды Жер радиустарымен беттеседі деп есептесек, сонда алынған дене z зениттік қашықтықта орналасатын Жер бетіндегі нүктелер 00′ кішкентай шенберде жатады. Бұл шенбердің сфералық радиусы ОВ аспан дененің z зениттік қашықтығына тең, ал ортасы В нүктеде болады. Мұндай шенбер бірдей биіктіктер шенбері немесе позициялық шенбер деп аталады.
Енді бақылаушы Гринвич уақыты бойынша s01 және s02 кездерде координаталары 1, 1 және 2, 2 екі М1 және М2 денелердің z1 және z2 зениттік қашықтықтарын өлшеді деп есептейік. Сонда бақылаушы координаталары 1 1 және 1 1 - s01 В1 географиялық орыннан (М1 дененің) z1 радиуспен өткізілген позициялық шенбердің кейбір жерінде орналасады. Онымен бірге бақылаушы координаталары
2 2 және 2 2 - s02 В2 географиялық орыннан (М2 дененің) z2 радиуспен өткізілген басқа позициялық шенберде орналасады. Бұл бақылаушы екі позициялық шенберлердің екі қиылысқан нүктелердің біреуінде орналасатындығын көрсетеді. Олардың арасындағы қашықтық үлкен болады, сондықтан бақылаушының орның жуық шамамен біле тұрып, нақты нүктені таңдау қиын емес.
Сөйтіп, егер Жер глобусында осы екі позициялық шенберді сызып, сонан соң бақылаушы орнына сәйкес болатын қиылысу нүктелердің біреуінің және координаталарын анықтасақ, бұл және бақылаушының нақты координаталары болады.
Бақылаушының географиялық координаталарының бұл анықтау әдісі теңізбен ауа бойынша саяхаттарда кең қолданылады.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Күн тұтылу дененіміз не?
* Тәжірибелін астрономиялық негізгі есептерін атап шығындар.
* Уақыт өлшеудің мағыналығын түсіндіріндер.
* Астрономиялық құбырдың құрылысы мен атқаратын жұмысы.
* Телескоптар мен радиотелескоптардың құрылысы мен атқаратын жұмысы.
* Негізгі астрономиялық сипаттамаларды анықтау әдісін түсіндіріндер.
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 9. Күн. Күн жүйесі.
Дәріс мазмұны:
* Күн туралы негізгі деректер
* Күннің химиялық құрамы мен спектрі
* Күннің жалпы құрылысы және атмосферасы
Күн Жерден қыры жақсы білінетін дөңгелек ретінде көрінеді. Жыл барысында Жердің Күнге дейінгі қашықтығы өзгеріп тұрғандықтан, Күннің бақыланатын радиусы аздап өзгеріп тұрады.
Жер перигелийде болғанда (қаңтар басында) Күннің көрінетін диаметрі 32′35′′ болады, ал афемейде (шілде басында) - 31′31′′. Жерден орташа қашықтықта (1 а.б.) Күннің бақыланатын радиусы 960′′ құрайды. Бұл сызықты радиусқа сәйкес болады:
Rк=149,6·106 км206265''· 960′′ = 696 000 км
Күннің көлемі
Vк=43PIRк3= 1,41 · 1027 м3
Ал оның массасы mк= 1,99 · 1030 кг ≈ 2 · 1030 кг
Бұл оның затының мынандай орташа тығыздығын береді:
ρк=mк43 PIRк3= 1410 кг/м[3]
Жер бетіндегі ауырлып күш үдеуі:
gк= G mкRк2= 274 м/с2
Күн заты Күннің айналу осі деген бір диаметрі қасында қозғалады, бірақ Күннің әртүрлі ауылақтары әртүрлі периодтармен айналады. Экватор нүктелер үшін сидерикалық период 25 тәулікке, ал полюске жақын нүктелер үшін период 30 тәулікке тең болады.
Күннің химиялық құрамы мен спектрі
Көрінетін облыста Күн сәулеленуінің спектірі үздіксіз болады, оның үстінде жұтылудын бірнеше он мың қаранғы сызықтары бақыланады. Үздіксіз спектрдің максимал қарқындылығы спектірдің көк-жасыл бөлігінде, ұзындылығы 430-500 нм толқындарда болады. Максимумның екі жағына Күн нұрының қарқындылығы кемиді.
Күн спектірі көрінбейтін қысқатолқынды және ұзынтолқынды облыстарына алысқа таралады. Зымырандар мен серіктерден жасалған Күн спектірінің бақылаулары 200 нм толқын ұзындықтарына дейін Күн спектірі көрінетін облыста сияқты екендігін көрсетеді. Бірақ одан қысқатолқынды облысында спектірдің беталысы шұғыл өзгереді: үздіксіз спектірдің қарқындылығы тез азаяды, ал қараңғы фраугофер сызықтарының орнына жарық эмиссияның пайда болады.
Күн спектірінің 15 мкм дейінгі инфрақызыл облысы Жер атмосферасынан өткенде бөліктеніп жұтылады. Мұнда негізінде өттегіне, көмір қышқыл газына және су буларына жататын молекулалық жұтылуыдың жолақтары орналасады.
Күн спектірінің инфрақызыл диапазонға дейін ерекшелігі - бұл жұтылудың қараңғы сызықтарының болуы.Олар сирек қыздырылған газдың шығару сызықтарына сәйкес болады.Сондықтан фраунгофер сызықтарының орналасуы және қарқындылығы бойынша Күн атмосферасында химиялық элементтердің болуы туралы және олардың проценттік құрамы туралы қорытынды жасауға болады.
Күн спектірін зерттеу арқылы Күнде сутегі гелий, көміртек, азот, өттегі, магний, натрий, кальций, темір және көп басқа элементтер бар екендігі ашылған. Ең көп элемент - ол сутегі, ол Күн массасының 70 % алады. Екінші орында - гелий, Күн массасының 29 % алады. Басқа барлық қалған элементтерге 1 % -қана.
Астрофизикада және геофизикада мағыналы рөл атқаратын келесі күн сипаттамасына күн нұрының қуаты жатады. Күн нұрының қуатын, күн тұрақтысымен сипаттайды.
Күн тұрақтысы деп Жер атмосферасынан тыс жердегі Күн сәулелеріне перпендикуляр орналасқан ауданы 1 см2 жазық беттен 1 минутта өтетін Күн энергиясының толық мөлшері аталады.
Күннің жалпы құрылысы және атмосферасы
Күннің ортасында температура 1,5 · 107 К және қысым Р = 2,2 · 1014 Па, тығыздық ρ= 1,5 · 105 кг/м3. Күн ортасынан R = 0,3 Rк қашықтыққа дейінгі Күн бөлігін ядролық реакциялар ауымағы деп атауға болады, себебі мұнда Күнді энергиямен қамтамасыз ететін екі термоядролық реакциялар өтеді. Біріншінің нәтижесінде сутегінің 4 атомдарынан гелийдің бір атомы пайда болады. Реакцияның аралық кезендерінде дейтерий ядролары және Не3 изотоптың ядролары пайда болады. Бұл реакцияны протон - протондық деп атайды.
Екінші реакцияны көміртек циклы деп атайды. Мұндада протонның 4 ядросынан гелийдің бір ядросы пайда болады. Бірақ процесс күрделі және қатализатор рөлін атқаратын көміртек болғанда ғана өту мүмкін.
Гелий ядросының массасы 4 протондар массасының қосындысынан 1% аз. Бұл массаның айырымын масса ақау деп атайды. Масса ақаунның болуы энергияның өте көп мөлшерінің болінуіне әкеледі, себебі Эйнштейн формуласы бойынша
Е =∆ мс2
Масса ақауына жарық жылдамдығының квадратына көбейтілген байланыс энергия сәйкес болады.
Ядролық реакциялар ауымақтың шегінде температура 5 миллион градустан, ал қысым 10 миллиард атмосферадан төмен болады. Бұл жағдайда ядролық реакциялар өту мүмкін емес. Бірінші ауымақтан жуық шамамен 0,7 Rк қашықтыққа дейінгі Күн облысында сәулелік тепе-теңдік бақыланады. Сондықтан бұл облысты сәулелік тепе-теңдік ауымағы немесе энергияны нұрмен тасымалдау ауымағы деп атайды.
Екінші ауымақтың үстінде теріндігі жуық шамамен 0,3 Rк тең конвективті ауымақ орналасады. Бұл ауымақта энергия төмен қабаттардан жоғарғы қабаттарға заттың конвекциясы арқылы тасымалданады.
Нұрын бақылауға болатын Күннің сыртқы қабатын Күн атмосферасы деп атайды. Ол өзі фотосфера, хромосфера және корона деп аталатын үш қабаттан тұрады.
Фотосфера - бұл терендігі 300 км ғана болатын Күн атмосферасының негізгі бөлігі. Мұнда үздіксіз спектірі болатын бақыланатын нұр пайда болады. Фотосфераның температурасы жуық шамамен 5-6 мың градус, қысым 0,1 атмосфера, ал концентрация 1016 - 1017 бөлшек 1 см3.
Хромосфераның терендігі 12-15 мың км. Оның жарықтылығы фотосфераның жарықтылығынан жүздеген есе, кіші болады.Ол Күн тұтылыста Ай фотосфераны жапқанда айқын көрінеді. Хромосфераның спектірі өте жарық эмиссиялық сызықтардан тұрады.
Күн коронасының жарықтылығы фотосферанан, жарықтылығынан миллион есе кіші болады. Сондықтан оны толық Күн тұтылысында ғана бақылауға болады. Күн коронасының терендігі (0,5-1) Rк болатын ең жарық бөлігін ішкі корона, ал қалған, өте ұзын бөлігін - сыртқы корона деп атайды.
Күн коронасының құрылымы доғалар, шлемдар, жеке бұлттар, сәулелер тәрізді фигуралардан тұрады.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Күннің негізгі сипаттамаларының мәндерін атандар.
* Күн спектірінің қандай ерекшеліктері бар?
* Күннің химиялық құрамы қандай?
* Күн құрылысының негізгі ауымақтарын атап шығындар.
* Ядролық реакциялар ауымағы дегеніміз не?
* Басқа ауымақтарының ерекшеліктерін түсіндіріндер.
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
* Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. - М.: Наука, 1980
Дәріс № 10. Күн белсенділігі. Күн жүйесі.
Дәрістің мазмұны.
* Күн белсенділігі.
* Күн жүйесінің құрамы мен масштабтары.
* Жер тобының планеталары. Алпауыт планеталар.Астероидтар, кометалар, метеориттер.
Күн белсенділігі.
Күн радионұрының айымалылығы өте үлкен болады. Қуаттың ең кішкентай мәнің тіркеп, бақыланатын нұрды екіге бөлуге болады: тұрақты бөлікке және айнымалы бөлікке.Біріншісің тыныш Күннің радионұры, ал екіншісін - тыныш емес күйдегі Күннің радионұры деп атайды.
Көрінетін нұрды толығымен өткізетін Күн Коронасы радионұрды толығымен өткізбейді. Радиотолқындар онда сынады және жұтылады. Сондықтан Күн Коронасының шығаратын радиотолқындары температурасы миллион градусқа жақын абсолютті қара дененің шығаратын радиотолқындарына сәйкес болуы керек. Бұны ескере отырып, Коронаның температурасын оның радионұрың өлшеу арқылы анықтайды.
Кейбір кездерде Күн атмосферасында белсенді өзгерістер бақыланады. Олар әртүрлі болсада, себебі бір күннің магнит өрісі. Бұларға факелдер, дақтар, флоккулдар, хромосфералық вспышкалар, протуберанецтер жатады.
Фотосфераның тыныш облыстарында кернеулігі 1 эретедқа жақын жалпы магнит өрісі болады. Магнит өрістің ондағап және жүздеген эретедқа дейін үлкен емес күшейюі фотосферада факел, деп аталатын жарық облысының пайда болуына әкеледі. Факелдер ерекше өзгеріссіз бірнеше ай аралығында сақталу мүмкін.
Магнит өрістің максималды күшейу бақыланатын факел облыстарында Күн дақтары пайда болуы мүмкін. Алдымен кішкентай нүкте пайда болады. Бір күннен кейін шекарасы айқын көрінетін доңгелек қара дақ пайда болады. Бұл дақтың диаметрі өсе беріп, бірнеше оң мың километрге жету мүмкін. Дақтың диаметрі өсуі мен бірге оның ішіндегі магнит өрісінің кернеулігі де өсе береді. Үлкен дақтардың ортасындағы кернеулік бірнеше мың эретедқа жету мүмкін.
Флоккулар дегеніміз - бұл факелдар мен дақтар үстіндегі хромосфераның жарығының өсуі.
Хромосфераның кейбір облыстарында магнит өрістің орнықсыз конфигурациясы пайда болуы нәтижесінде заттың тығыздығы мың есе өсуі мүмкін. Бұған сәйкес бұл облыстың жарық шығару қабілетінің қуаты да бірнеше минутта шұғыл өседі. Бұл процесс жарылыс сияқты өтеді, сондықтан оны хромосфералық вспышка деп атайды.
Хромосфера мен Корона арасындағы зат алмасуы протуберанецтер арқылы өтеді. Протуберанец - бұл хромосфераға қарағанда тығыздығы жоғары және температурасы төмен бұлт. Көбінесе протуберанецтердің пішініқисық түйіршіктер тәрізді болады. Олардың ені 6000-10000 км аспайды, ал ұзындығы жүздеген мың километрге жетуге мүмкін.
Күн жүйесінің құрамы мен масштабтары.
Күн және оның қасында айналып жүретін ғарыштық денелердің жиынтығы. Күн жүйесің түзеді.
Күн жүйесіне кіреді: барлық жүйесің динамикалық ортасы болатын Күн, 9 үлкен планеталар, планеталардың 32 серігі, 1800 астам кіші планеталар немесе астероидтар 500 астам кометалар және метеорлық денелердің жиынтылығы.
Барлық үлкен планеталар Күннің қасында бір жаққа айналады. Планеталардың көпшілігінің (Уран мен Шолпанның есептелегенде) және Күн мен Айдын өздерінің өске қатысты айналуыда сол жаққа болады. Күннен қашықтық өсе бергенде орбиталар арасындағы аралықта өсе береді. Ең алыс Плутон планетасынан Күнге дейін орташа қашықтық 39,75 а.б. Егер бұл қашықты Күн жүйесің радиусы деп есептесек, ол ең жақын Центаврдың Проксимасы жұлдызына дейін қашықтықтан жұық шамамен 700 есе кіші болады.
Астероидтар Күннің қасында планеталар сияқты, түзу бағытта айналады. Олардың көпшілігінің орбитасы Марс және Юпитер орбиталар арасында орналасады.
Кометалардың қозғалысында айырмашылық көп. Көпшілігінің орбитасы - өте ұзартылған эллипстер. Кейбір кометалардың афелийдегі қашықтығы 50 000 - 100 000 а.б. жетеді, ал айналу периоды - бірнеше миллион жыл. Көп емес қысқа периодты кометалардың орбитасы шенбер тәрізді болады.
Жер тобының планеталары. Алпауыт планеталар.
Жер тобының планеталарына Меркурий, Венера және Марс жатады. Меркурий Айдан аздап қана үлкен, оның радиусы 2437 км. Бірақ орташа тығыздығы Айға қарағанда үлкен (5500 кг/м3), Жердікі сияқты. Ауырлық күш үдеуі 3,72 м/с2. Күн қасындағы айналу периоды Т 88 жер тәулігіне тең.
Меркурийдің радиолокациясы планетаның айналу бағыты мен периодың анықтауға мүмкіндік берді. Меркурийдің өз айналу периоды t = 23 Т болып шықты, яғни Меркурийдегі күн тәулігі (Күннің екі шығыуының арасындағы уақыт) Меркурий жылынан екі есе ұзақ. Меркурий атмосферасы туралы ешқандай мәлімет жоқ, оның серіктері де жоқ.
Венераның массасы және радиусы Жерге жақын (R= 0,95 Rж, М = 0,82 Мж.) Оның Жерде сияқты тығыз атмосферасы бар, бірақ бұлттар бетін көруге мүмкіндік бермейді: Бұлттар да, Жерде сияқты, судан және мұздан тұрады деп есептеледі. Венераның атмосферасы негізінде көмірқышқыл газдан (СО2) тұрады. Өте кішкентай мөлшермен СО, НF және HCl кездеседі. Атмосфераның 2 % азот алады. Венераның бетінде қысым 100 атм, ал температура 5000 жақын.
Венераның өз айналу периоды (243 тәулік) және Күн қасындағы айналу период (225 тәулік) шамасы жағынан жақын болғандықтан, ал бағыты қара-қарсы болғандықтан, Күн қасында бір рет айналғанда Венерада Күннің екі шығуы және екі отыруы бақыланады, яғни Венерадағы күн тәуліктің ұзақтылығы 117 жер тәулігіне тең, ал Күнге дейінгі орташа қашықтық 0,72 а.б.
Венераның серіктері жоқ. Марс, Жер тобының төртінші планетасы, өлшем бойынша Жерден екі есе кіші (экваториал радиусы 3394 км) және масса бойынша тоғыз есе кіші.
Марсиандық жыл 687 жер тәулікке тең.
Марста атмосфера бар, ол негізінде көмір қышқыл газдан тұрады. Атмосферада бұлттар пайда болуы мүмкін, олар екі түрге бөлінеді: сары бұлттар Марстың бетінен көтерілген тозан, ал ақ бұлттар мұз кристаллдарынан тұрады деп есептеледі. Бірақ Марс атмосферасының тығыздығы Жермен салыстырғанда кіші.
Марс бетінің кейбір облыстарының түсі жыл барысы бойынша өзгеріп тұрады, бірақ бұл құбылысты ешкім әлі түсіндірген жоқ.
Марстың екі кішкентай серіктері бар, Фобос және Деймос.
Марс пен Күн арасындағы орташа қашықтық 1,52 а.б.
Алпауыт планеталарға Юпитер, Сатурн, Уран және Нептун жатады.
Юпитер - Күн жүйесінің ең үлкен планетасы. Оның массасы Жер массасынан 318 есе үлкен Юпитердің экваториал радиусы 71400 км. Гравитациялық үдеу 25 м/с2 жақын, Орташа тығыздық 1300 кг/м3.
Юпитер дискінде көп детальдар көрінеді, бірақ оның ішінде біреуі де тұрақты емес. Бұл бізге Юпитердің үстіндегі бұлттар ғана көрінетіндігін дәлелдейді. Сондықтан Юпитерде қатты бет болатындығы туралы ешқандай қорытынды жасауға болмайды. Ең көрінетін - экваторға параллель орналасқан қараңғы қызыл жолақтар. Олардың арасындағы ақшулан жорақтарды ауымақтар деп атайды. 1878 ж Юпитер бетінде Қызыл дақ ашылған, ол қазірде көрінеді. Юпитер Күн сияқты айналады, әр түрлі облыстарының айналу жылдамдағы әр түрлі болады. Юпитерден радиотолқындар шығатындығы ашылған.
Юпитердің 12 серігі бар. Ең жақын серік - Амальтея. Одан кейін Галилей ашқан серіктер - Ио, Европа, Ганимед және Каллисто. Төрт серік кері айналады, басқалары Юпитер айналатын бағыт бойынша айналады.
Юпитер атмосферасында ең көбі - ол молекулалық сутегі Н2 және гелий Не. Онымен бірге метан СН4 және аммиак NH3 ашылған.
Юпитермен салыстырғанда Сатурн Күннен екі есе алыста орналасқан, яғни Сатурн мен Күн арасындағы қашықтық 10 а.б. Айналу периоды - 29,5 жыл. Сатурн радиусы 60400 км, массасы Жер массасынан 95 есе үлкен. Экватордағы ауырлық күштің үдеуі 11 м/с2. Айналу периоды экватордан полюстерге ауысқанда өсе береді.
Спектроскопиялық зерттеулер Сатурн атмосферасында Н2 және СН4 бар екендігін ашты.
Сатурн сақиналары - телескопта бақылауға болатын өте жемді нысандардың бірі. Оларды алдымен 1610 ж. Галилей көрген. Қазіргі заманда сақина үш сақиналардан тұратындағы ашылды. Сақинаналардың, қалындығы 20 км аспайды.
Сатурнның 10 серігінің 6 серігі - Титан, белгілі серіктердің ішіндегі ең үлкені (диаметрі 4850 км) және онда ғана СН4 тұратын атмосферасы бар.
Бұрын қарастырған барлық планеталар аспандағы ең жарық нысандарға жатады және көзбен көрінеді. Ал Уран телескоппен ғана кішкентай жасыл диск түрінде көрінеді. Планета орбитасының үлкен жартылай өсі 19,2 а.б. жақын, ал Күннің қасында айналу периоды 84 жыл Уран массасы Жер массасынан 14,6 есе үлкен, радиусы 24800 км. Өз осіне қатысты айналу периоды жуық шамамен 11 сағат, айналу бағыты керісінше. Уранның 5 серігі бар.
Нептуннің радиусы 25050 км, массасы Жер массасынан 17,2 есе үлкен. Планета орбитасының үлкен жартылай осі 30,1 а.б., ал Күн қасындағы айналу периоды 165 жыл. Өз осіне қатысты айналу периоды 16 сағат, айналу бағыты түзу. Спектроскопиялық бақылаулар нәтижесінде Уран мен Нептуннің атмосферасында Н2 және СН4 табылған.
Плутон, Күн жүйесіндегі белгілі планеталардың ең алыстағысы, 1930 ж. ашылған. Оның диаметрі - 2900 км, ал Күнге дейінгі орташа қашықтығы - 39,5 а.б. Өз осіне қатысты айналу периоды 6,4 тәулік. Плутон массасы туралы сенімді мәліметтер жоқ.
Кіші планеталардың немесе астероидтардың біріншісі 1801 ж. ашылған. Оны Церера деп атаған. Одан кейін тағы үш астероидтар ашылған - Паллада, Веста және Юнона. Қазіргі заманда 1800 астероидтардың орбиталары белгілі. Белгілі астероидтардың ішіндегі ең үлкені - Церера, оның диаметрі 780 км. Астероидтардың көпшілігі Марс және Юпитер арасында эллипс орбиталары бойынша қозғалады.
Кометалар - бұл өте созылған, параболаға жақын эллипс орбиталары бойынша қозғалатын аспан денелері. Олардың ішінде кішкентай бөлігі ғана периодтық санына жатады, яғни бірнеше рет бақыланғандарға. Көпшілігінің айналу периоды өте үлкен, бірнеше миллион жылға жетеді. Әрбір кометаның басы мен құйрығы болады. Бастың ортасында өлшемі 30 км аспайтың ядросы болады. Ядро қатып қалған СН4 , NH3, Н2О, СО2 тұрады. Комета басының өлшемі бірнеше жұз мың км жетуге мүмкін. Күннен алыста болғанда, кометаның құйрығы кішкентай болады. Комета Күнге жақындай бергенде, оның жарық қысымы нәтижесінде Күннен бағытталған құйрығы өсе береді де үлкен кометаларда 108 км ұзындыққа жету мүмкін.
Бұлтсыз түнде аспанда метеорлар бақыланады. Метеорлар деп жер атмосферасына бірнеше оң км/сжылдамдықпен ұшып келген ғарыш денелер. Олар 80 км биіктікте жанып кетеді. Бір тәулікте 108 метеорлар бақыланады. Олардың ағындары кометалар бұзылғанда пайда болу мүмкін. Ең жарық метеорлар - болидтер - күндізде бақылану мүмкін. Олардың түтіннен тұратын құйрығы болады. Кейбір болидтердің қалдығы Жерге метеориттер түрінде түседі.
Метеориттер, <<аспан тастары>> адамзатқа бұрыннан белгілі. Олар химиялық құрамы мен құрылысы үш үлкен топқа бөлінеді: тас (аэролиттер), темір-тас (сидеролиттер) және темір (сидериттер). Кейбір метеориттер Жерге бұзылмай түседі (Гоба, массасы 60 т). Үлкен метеориттерінің біреуі 1947 ж. Сихотэ-Алинде түскен темір метеорит бұзылып, көп қалдықтар түрінде табылған. Егер Жерге массасы 105 - 108m жақын метеорит түссе, ол жарылып, құлаған Жерде кратер пайда болу мүмкін. Мысалы, АКШ-та Аризонада диаметрі 1200 км, ал терендігі 200м тең кратер белгілі.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Күн белсенділігінің себебі не?
* Күн белсенділігін айқындайтың атмосферадағы өзгерістерді атандар.
* Күн жүйесінің құрамы мен масштабтары қандай?
* Жер тобының планеталарының ерекшелінтерін атап шығындар.
* Алпауыт планеталарының ерекшеліктері қандай?
* Астероидтар деп қандай аспан денелерді айтады?
* Кометалар дегеніміз не?
* Метеорлар мен метеориттер дегеніміз не?
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
* Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. - М.: Наука, 1980
Дәріс № 11. Жұлдыздар.
Дәріс мазмұны.
* Жұлдыздар, оларға дейінгі қашықтық
* Кәдімгі (нормалды) жұлдыздар
* Жарқырау және абсолюттік жұлдыз шамасы
Жұлдыздар - Әлемдегі ең таралған нысандар. Бақыланатын ғарыштық заттың 9,8 % осы газ шарларда жинақталған. Жұлдыздың негізгі қасиеттері оның массасы, радиусы және жарқыраумен байланысты. Бақылаулар көз қарасынан негізгі есеп - бұл шамаларды анықтау және жеке жұлдыздардың ерекшеліктерін табу, жұлдыздардың әр түрлі топтарынын ерекшеліктерін анықтау.
Теориялық астрофизиканың әдістері жұлдыздардың негізгі сипаттамаларын пайдалана отырып олардың атмосферасындағы және ішіндегі физикалық шарттарды табуға және олардың эволюциясын бақылауға мүмкіндік береді.
Жұлдыздарға дейінгі қашықтық өте үлкен. Күн жүйесіне ең жолдын жұлдыз 4,2 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Жұлдыздарға дейінгі қашықтықта анықтау үшін екі әдіс қолданылады. Бірінші әдіс - ол жұлдыздың жылдық параллапсын қолдану.
∆ = 206265'' аPI'',
мұндағы PI'' - секундпен бейнеленген жұлдыздың жылдық параллаксы, а - астрономиялық бірлік.
Екінші әдіс - спектралды параллакстар әдісі. Бұл әдісте жұлдыздың жарқырау мен оның спектріндегі анықталған сызықтарының қарқындылықтарының қатынасы арасындағы эмпирикалық байланыс қолданады.
Тригонометриялық әдіске қарағанда спектралды параллакстар әдісінің артықшылығы - ол спектрі белгілі өте алыста орналасқан жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтауға мүмкіндік береді. Сондықтан бұл әдіс астрономияда өте мағыналы рөл атқарады.
Кәдімгі (нормалды) жұлдыздар.
Жұлдыздар арасында айырмашылық көп болады. Бірақ олардың ішінде ортақ қасиеттері болатын жұлдыздардың жеке топтарын айыруға болады. Мұндай бөлу барлық кездесетін жұлдыздар көпшілігін зерттеу үшін керек. Осы топтардың ішінде ерекше қасиеттері болатын (серіктері болатын, жылпылдайтын, жарылатын және т.б.) жұлдыздар топтары ерекше қызықты. Мұндай ерекше қасиеттері жоқ жұлдыздар кәдімгі немесе нормалды жұлдыздар деп аталады.
Кәдімгі жұлдыздарды зерттеу барлық жұлдыздардың физикалық негізделген топтастыру принциптерін табуға мүмкіндік береді. Жұлдызды аспанмен танысқанда, жұлдыздардың түстерінің айырмашылығы өзіне назар аударады. Бұл айырмашылық олардың спектрлерін қарағанда көбірек бақыланады. Көбінесе жұлдыздардың спектірі үстінде жұтылудың спектралды сызықтары көрінетін үздіксіз болады. Кейбір жұлдыздардың спектрлерінде жарық (эмиссиялық) сызықтар бақыланады.
Спектралдық классификация дамытына бастағанда спектрлердің мағыналы ерекшеліктері жұлдыздардың физикалық қасиеттерінің айырмашылығына тәуелді екендігі түсінікті болды.
Жұлдыздардың көпшілігінің спектрлерін тізбек түрінде орналастыруға мүмкіндік пайда болды. Бұл тізбек бойынша кейбір химиялық элементтердің сызықтары ақырындап әлсірейді, басқаларының - күшееді. Өзара ұқсас спектрлер спектралдық класстарға біріктіріледі. Олардың арасындағы кішкентай айырмашылықтары шағын класстарды анықтауға мүмкіндік береді. Одан әрі өткізілген зерттеулер әр түрлі класстарға жататын жұлдыздардың температурасында айырмашылығы бар екендігін көрсетті.
Жұлдыздың кейбір спектралдық класста немесе шағын класста жататындығының сандық критерий ретінде анықталған спектралдық сызықтарының қарқындылықтарының қатынасы алынады. Спектралдық классификациясының бұл принципін ХХ ғасырдың басында алдымен Гарвард обсерваториясында қолданды. Жұлдыздардың Гарвард классификациясы қазіргі спектралдық классификациясының негізінде жатыр.
Гарвард классификациясында спектралдық класстар латын алфавиттің әріптерімен белгіленеді: W, O, B, A, F, G, K және M.
Вольф-Райс жұлдыздары (W) . Бұл - спектрлерінде иондалған және бейтарап гелийдің жарық эмиссиялық сызықтары болатын ең ыстық жұлдыздар. Олардың бетіндегі температурасы Т>45 000К.
0 классы. Бұл классы жататын жұлдыздардың үздіксіз спектрлерінің ультракүлгін облысының қарқындылығы өте жоғары болады, сондықтан олардың жарығы көкшіл болып көрінеді. Температурасы 35 000 / 45 000 К аралығында.
В классы. Бейтарап гелийдің сызықтарының қарқындылығы максимумға жетеді. Сутегінің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі ақ-көкшіл. Мысалы, бұл классқа жұлдыз - Дева шоғырдың α-сы (Спика). Температурасы 22 000 - 16 000 К аралығында.
А классы. Сутегі сызықтары максимумға жетеді. Иондалған сызықтары жақсы көрінеді, басқа металлдардың сызықтары көрінеді. Жұлдыздардың түсі ақ. Бұл классқа түнде ең жарық боп көрінетін Вега және Сириус жатады. Температурасы жуық шамамен 10 500 К.
F классы. Сутегі сызықтары әлсірей бастайды. Иондалған металлдардың сызықтары күшееді (ерекше темірдің, кальцийдін, титаннын). Түсі сарғыш. Бұл классқа, мысалы, Малый Пес шоғырының α-сы жатады (Процион). Температурасы жуық шамамен 8000 К.
G классы. Металлдардың көп сызықтарының арасында сутегі сызықтары әрен көрінеді. Иондалған кальцийдің сызықтары өте қарқынды. Жұлдыздардың түсі сары, температура жуық шамамен 6000 К. Бұл классқа біздің Күн жатады.
К классы. Сутегі сызықтары металлдардың қарқынды сызықтарының арасында көрінбейді. Жұлдыздардың түсі қызғылтым. Температурасы жуық шамамен 440 К. Бұл классқа, мысалы, Арктур және Альдебаран деп аталатын жұлдыздар жатады.
М классы. Қызыл жұлдыздар. Металлдар сызықтары әлсірейді. Температурасы жуық шамамен 3300К. Мұндай жұлдыздарға Бетельгейде жатады.
Жарқырау және абсолюттік жұлдыз шамасы.
Жұлдыздың барлық жақтарға уақыт бірлігінде шығаратын энергия мөлшерін, яғни энергия ағының оның жарқырау деп атайды. Жұлдыздар бізден өте үлкен қашықтықта болғандықтан, оларды нүктелік нысандар деп есептеуге болады. Олар Жер бетінде анықталған жарықтануды туғызады.Бұл жарықтану, арнайы логарифмдік шкала бойынша өлшенген, ерекше өлшембірліктермен - көрінетін жұлдыз шамамен бейнеледі.
Бірақ көрінетін жұлдыз шамалар жұлдыз жарқырау туралы және оның бетінің жарығы туралы ешқандай мәлімет бермейді. Сондықтан атсрономияда абсолюттік жұлдыз шама деген ұғым енгізген.
Абсолюттік жұлдыз шама деп 10 ПС қашықтықтан бақылағандағы жұлдыздың көрінетін жұлдыз шамасын айтады. Жұлдыздың көрінетін жұлдызшамасы, абсолюттік жұлдыз шамасы және жұлдызға дейінгі қашықтық арасында байланыс мына формуламен бейнеленеді:
М =m + 5 - 5 lg r ,
мұндағы m - көрінетін жұлдыз шамасы, М - абсолюттік жұлдыз шамасы, r - парсекпен бейнеленген жұлдызға дейінгі қашықтық.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Жұлдыздың негізгі қасиеттері нелерге тәуелді болады?
* Жұлдыздарға қашықты анықтаудың қандай әдістерін білесіндер?
* Жұлдыздардың спектралдық класстары және шағын класстары дегеніміз не?
* Жұлдыздардың Гарвард классификациясын түсіндіріндер.
* Жұлдыздың жарқырау дегеніміз не?
* Жұлдыздың абсолюттік және көрінетін жұлдыз шамалар арасындағы байланысты көрсететін формула жазып, түсіндірме беріндер.
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. - М.: Наука, 1977
* Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. - М.: Наука, 1980
Дәріс № 12. Жұлдыздар.
Дәріс мазмұны:
* Қос жұлдыздар.
* Айнымалы және стационарлық емес жұлдыздар
* Жұлдыздардың эволюциясы
Жиі жағдайда аспанда екі немесе бірнеше жақын орналасқан жұлдыздар кездеседі. Олардың кейбіреуі шынында бір-бірінен алыста орналасқан және бір-бірімен физикалы байланыспаған. Олардың аспан сферасындағы проекциялары ғана жақын орналасқан, сондықтан оларды оптикалық қос жұлдыздар деп атайды. Ал біртұтас динамикалық жүйені түзетін және массалардың ортақ центрінін қасында өзара тартылыс күштің әсерінен қозғалатын жұлдыздарды физикалы қос жұлдыздар деп атайды. Сирек жағдайларда үш және одан көп жұлдыздар бақыланады. Егер қос жұлдыздардың компоненттерінің арасындағы қашықтық жеткілікті үлкен болса, олар жеке көрінеді және визуалды қос деп аталады. Ал компоненттері жеке көрінбейтін тығыз қос жұлдыздардың екілік табиғатын фотометрлік жолмен (тұтылу айнымалы жұлдыздар) немесе спектроскопиялық жолмен (спектралды - қос) анықтауға болады.
Қазіргі заманда жақын жұлдыздардың бірнеше оңшақты мың қостары белгілі. Олардың ішінде 10 % ғана салыстырмалы орбиталық қозғалыстары табылған және 1% үшін (жуық шамамен 500 жұлдызға) сенімді түрде орбиталар есептелген.
Қос жұлдыздардың компоненттерінің қозғалысы Кеплер заңарына сәйкес өтеді: компоненттердің екеуіде массалардың ортақ центрінің қасында ұқсас (яғни эксцентриситеті бірдей) эллипс орбиталар бойынша қозғалады. Бұл екі эллипстердің үлкен жартылай осьтері жұлдыздар массаларына кері пропорционал болады. Сөйтіп, бақылаулар арқылы әрбір жұлдыздың орбитасын анықтап, массаларының қатынасы мен жеке жұлдыздың массасын анықтауға болады.
Айнымалы және стационарлық емес жұлдыздар
Физикалы айнымалы жұлдыздар деп жұлдыздың өзінде өтетін физикалық процесстер нәтижесінде өз жарқырауын өзгертетін жұлдыздарды айтады. Оларды жарқырау беталысына қарап, екі топқа бөледі. Біріншісін шың айнымалы немесе жыпылдау айнымалы жұлдыздар деп атайды, ал екіншісін стационарлық емес немесе эруптивті айнымалы деп атайды. Екінші топқа жаңа және асқынжана жұлдыздарда жатады.
Жыпылдау айнымалы тобына біріншіден цереидтер жатады. Олардың жарқырау және сәйкес көрінетін физикалы шамасы үздіксіз және кезенді уақыт бойынша өзгереді. Бұл жұлдыздардың жарқырау алты ретке дейін өсу мүмкін. Цереидтер F және G класстарындағы алпауыт және асқыналпауыт жұлдыздарға жатады.
Жыпылдау тобына онымен бірге жарқырау өте аз өзгеретін жұлдыздар жатады, мысалы, Лираның RR.
Стационарлық емес немесе эруптивті айнымалы тобына жарқырауы алпауыттарға қарағанда кіші болатын (ергежейлі) жұлдыздар жатады. Олардың жарқырауында ешқандай заңдылық білімбейді және жарқыраудың өзгерісіжарылысқа ұқсас болады. Бұның негізінде жұлдыздың зат шығаруы - эрупция жатады.
Бұл топқа біріншіден, жарқырау бірнеше рет қана өзгеретін жұлдыздар жатады.
Эруптивті жұлдыздарға жаңа жұлдыздарда жатады. Жаңа жұлдыз деп кемінде бір рет ойламаған Жерде жұлдыздың жарқырау шұғыл өскен жұлдызды айтады. Жарқырау өскенге дейін және жарқырауы төмендегеннен кейін жаңа жұлдыздар ыстық ергежелер болады. Вспышка нәтижесінде бөлінген энергия 1038 - 1039 Дж алады. Мұндай энергияны Күн 104 - 105 жылдарда шығарады.
Қазіргі заманда 300 жаңа жұлдыз белгілі, олардың ішінде біздің Галактикада 150 жаңа жұлдыз, ал 100 астам басқа галактикаларда.
Асқынжаңа жұлдыздар сияқты жарылады, бірақ олардың шығаратын энергиясы жаңа жұлдыздарға қарағанда бірнеше мың есе көп болады. Егер асқынжаңа жұлдыз біздің Галактикада жарылса, ол күндізде көріну мүмкін.
Жұлдыздардың эволюциясы
Массасы күндей немесе одан кіші жұлдыздар ішіндегі ядролық отыняғни сутегі біткеннен кейін гравитациялық күштер жерінен қысыла бастайды температура мен қысым өскенде атомдар ыдырап, ядролардан және электрондардан тұратын жиынтық пайда болады. Электрондық газдың қысымы гравитациялық қысымға теңескенде, жұлдыз радиусы бірнеше км болатын ақ ергежелге ауысады.
Егер жұлдыздың массасы Күн массасынан 2-3 есе үлкен болса, жұлдыз қысылып нейтрондық жұлдызға ауысады. Мұндай жұлдыздар айналмалы қозғалыста болаты және кезенді түрде кейбір бағыттар бойынша нұр шығарады. Сондықтан оларды басқаша пульсарлар деп атайды.
Егер жұлдыздың массасы Күн массасынан 6-7 есе және одан көп сес үлкен болса, жұлдыздың қысылуы ешқашан тоқтамайды. Сырттан қарағанда жұлдыздың өлшемі шексіз ұзақ гравитациялық радиусқа ұмтылады. Мұндай нысандарды қара апандар деп атайды.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Қандай қос жұлдыздарды білесіндер?
* Қос жұлдыздар қалай қозғалады?
* Қандай жұлдыздарды цереидтер деп атайды?
* Жаңа және асқынжаңа жұлдыздарға анықтама беріндер.
* Жұлдыздардың эволюциясы.
Қолданылатын әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
* Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
* Әбишев Х. Аспан сыры. - Алматы, 2009
* Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. - М.: Наука, 1977
* Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. - М.: Наука, 1980
Дәріс № 13. <<Жұлдыздар>>
Дәріс мазмұны:
* Галактикадағы жұлдыздардың қозғалысы
* Жұлдыздардың жинақтары
* Жұлдыздардың пайда болуы
Біздің Галактикада 1 миллиардқа жақын жұлдыздар бар. Ол диск терізді болады. Галактиканың қалындығы 25 кпс жақын, ал диаметрі оңшақты есе үлкен болады. Біздің Күн Галактика ортасынан оның радиусының 2/3 бөлігінде орналасқан. Галактика ортасына жақындай бергенде жұлдыздар орналасуының тығыздығы өсе береді. Галактика ортасына жақын облыста жұлдыздардың саны шұғыл өседі. Бұл облыста Галактика ядросы деп атайды. Кейбір астрономдар бұл облыста үлкен Қара аланда болу мүмкін деп есептейді.
Галактикадағы жұлдыздар әр түрлі бағыттар бойынша қозғалу мүмкін, бірақ барлығы Галактиканың айналуына қатысады. Бұл айналудың бірнеше ерекшеліктері болады. Біріншіден, Галактика ортасынан алшақтай берсек, айналудың бұрыштық жылдамдығы азая береді. Екіншіден, айналудың сызықты жылдамдығы алдымен ортасынан алшақтай бергенде өсі береді, Күннің қашықтығында ол 240 км/с максимал мәнге жетеді, одан әрі ақырындап азая береді.
Жұлдыздардың жинақтары
Жоғарыда айтылғандай, жұлдыздар Галактикада біртексіз таралған. Олардың таралу тығыздығы орта жазықтыққа жақындағанда және ортасына жақындағанда өседі. Онымен бірге жұлдыздар жұлдыздардың жинақтары деп аталатын өзара динамикалық байланысы болатын жұлдыздардың топтарын түзеді. Сыртқы түрі бойынша жұлдыз жинақтары екіге бөлінеді: шашыраған жинақтар және шар тәрізді жинақтар.
Шашыраған жұлдыз жинақтарындағы жұлдыздардың саны бірнеше жүзден аспайды және өлшемдері 2-ден 20 пс дейін болады. Біздің Галактикадағы бірінше оң мың шашыраған жұлдыздар жинақтары болу мүмкін.
Шар тәрізді жұлдыздар жинақтарында жұлдыздар саны жүздеген мыңдарға жетуге мүмкін және олар тығыз орналасқан, себебі олардың диаметрі орташа алғанда 40 пс жұық болады.
Жұлдыздар пайда болуы
Жұлдыздардың пайда болуына екі пікір бар. Көп зерттеушілер жұлдыздар олардың арасындағы диффузиялық ортадан пайда болады деп есептейді. Егер газ және тозанмен толтырылған облыста диффузиялық материяның массасы анықталған кризистік мәннен асып көтсе, бұл көлімдегі материя гравитациялық күштер әсерінен қысыла бастайды. Мұндай жағдай кездейсөқ флуктуациялар нәтижесінде пайда болу мүмкін.
Кейбір ғалымдар басқаша ойлайды. Олар жұлдыздар табиғаты белгісіз тығыз денелердің кеңею нәтижесінде пайда болады деп есептейді.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Біздің Галактикадағы жұлдыздардың саны қанша?
* Галактикада жұлдыздар қалай қозғалады?
* Жұлдыз жинақтарының қандай түрлерін білесіндер?
* Олардың ерекшеліктерін түсіндіріндер
* Жұлдыздар пайда болуына қандай пікірлер бар?
Қолданылған әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Монтенбрук О.,Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. - СПб.: Питер,2002.-320с.
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
Дәріс № 14. <<Галактика>>
Дәріс мазмұны:
* Галактикалардың түрлері, олардың құрылысы мен физикалық сипаттамалары
* Галактикалардың ядросының белсенділігі және квазарлар
* Галактикалардың кеңістіктік таралуы және эволюциясы
Барлық галактикалар сыртқы формасы бойынша 4 негізгі түрлерге бөлінеді:
* Эллиптикалық галактикалар (Е);
* Спиральді галактикалар (S);
* Дұрыс емес галактикалар (I);
* Пекулярлық галактикалар.
Эллиптикалық галактикалар айқын көрінетін шегі жоқ эллипсоид тәрізді болады. Олардың жарықтануы шегінен ортасына дейін өседі, ал ішкі құрылымы бақыланбайды.
Спиральді галактикаларға бақыланатын галактикалардың жартысынан көбі жатады. Олардың ортасындағы ядросынан бірнеше спираль тәрізді тармақтары шығады.
Дұрыс емес галактикалардың ортасында ядро болмайды және жұлдыздар орналасуында ешқандай симметрия бақыланбайды. Олардың жарықтануы төмен болады.
Пекулярлық галактикаларда жоғарыда қарастырылған түрлерге жатқызуға мүмкіндік бермейтін кейбір ерекшеліктері болады.
Бір түрге жататын галактикалардың да массасы, жарықтануы және өлшемдері бойынша айырмашылықтары үлкен бөлу мүмкін.
Галактикалардың айқын көрінетін шегі сирен кездеседі, ал ең үлкен спиральді және эллиптикалық галактикаларда жұлдыздар ортасынан 15-20 кпс қашықтықта бақыланады.
Галактикалардың айналатын қасиеті болады, олардың сыртқы бөліктерінің айналу периодының реті 108 жыл. Егер ергежел галактикаларды есептемесек, галактикалардың орташа массасы 1011 Күн массасына тең болады.
2. Біздің Галактикаға ұқсас галактикалардың ядроларының белсенділігі төмен болады. Кейбір спиральді галактикалардың спектрлерін талдағанда. Олардың ортасында энергияның өте үлкен мөлшерін шығаратын табиғаты мүмкін жұлдыз емес нысанның болатындығы туралы ой келеді.
Сейферт галактикалар деп аталатын галактикалардың ортасынан жылдамдығы 8500 км/с жететін газ газ бұлттарының қозғалысы бақыланады.
Кейбір жарылатын галактикалардың әр түрлі жақтарға таралатын толық масса 5∙106 Күн массасы тең болады.
Барлық галактикалар радиотолқындарды шығарады. Бірақ кейбір галактикалар шығаратын радиотолқындардың ағыны олардың оптикалық нұрының қуатына тең немесе үлкен болады. Мұндай галактикаларды радиогалактикалар деп атайды. Мысалы, Ақку А деп аталатын радиогалактикаға қашықтық 170 Мпс. Одан келетін радиотолқындар қуаты олар энергиясы 1053 Дж тең жарылыс нәтижесінде пайда болатындағын көрсетеді.
1963 ж. бізден 500 млн. пс және одан үлкен қашықтықта орналасқан жұлдыздарға ұқсас нысандар ашылған. Қазіргі заманға дейін 200 астам квазарарлар деп аталатын осындай нысандар зерттелген. Олардың өлшемдері онша үлкен болмасада (бірнеше оң мың а.б.), шығаратын оптикалық нұрдың қуаты жүздеген ең жарық галактикалардың қуатына жақын.
Квазарлардың ең ғажап қасиеті - олардың оптикалық және радиодиапазондағы нұрдың айнымалылығы. Жарықтанудың тербелістерінің периоды, өзгеріп тұрады және 1 аптағада тең болу мүмкін. Квазарлардың табиғаты әлі белгісіз.
3.Кәдімгі жағдайда Галактикалар оңшақты мүше кіретін топтар түрінде кездеседі. Жиі жағдайда бұл топтар мындаған галактикалар кіретін жинақтарға қосылады. Біздің Галактика үш алпауыт спиральдың галактика (біздің Галактика, Андромеда және тағы бір галактика) және 15 жуық ергежелі эллиптикалық және дұрыс емес галактикалар тұратын Жергілікті топтың құрамына кіреді.
Жұық шамамен галактикалардың жинақтарының өлшемгі 3 Мпс болады. Жеке жағдайларда олардың диаметрлері 10-20 Мпс дейін болуы мүмкін.
Кейбір пікірлер бойынша галактикалардың жинақтары тағы бір жүйені - Асқынгалактиканы түзеді. Оның диаметры 50 Мпс, ал массасы 1015 Күн массаларына тең болу мүмкін.
Қазіргі көзқарас бойынша галактикалар негізінде сутегіден тұратын газ бұлттардан пайда болады. Газ бұлттың концентрациясы ортасында жоғары болады. Алдымен газ бұлттың формасы сфералық болған. Егер газ бұлттың айналу жылдамдығы кішкентай болса, оның ішіндегі магнит өріс әлсіз болып, газ қысылып, эллиптикалық галактика ауысады. Тез айналатын сфералық бұлттың магнит өрісі күшті болып оның әсерінен бұлт спираль галактикаға ауысады.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Барлық галактикалар формасы бойынша қалай бөлінеді?
* Галактикалардың өлшемі мен айналу периоды қандай?
* Қандай галактикаларды радиогалактикалар деп атайды?
* Квазорлар дегеніміз не?
* Біздің Галактика кіретін Жергілікті топтың құрамын айтындар
* Галактикалардың эволюциясын түсіндіріндер
Қолданылған әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Монтенбрук О.,Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. - СПб.: Питер,2002.-320с.
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
* Хойл Ф. Галактики, ядра и квазары. - М.: Мир, 1968
Дәріс № 15. <<Галактика>>
Дәріс мазмұны:
* Біздің Галактика
* Хаббл заңы. Біртекті изотропты Әлемнің үлгілері
* Әлемнің эволюциясы
Егер бұлтсыз түнде аспанға қарасақ, біз үлкен шенбердің доғасы бойынша өтетің кең ақ жолақты көреміз. Бұл жолақты телескоппен қарасақ, ол өте көп жұлдыздардың жиынтығы бөп шығады. Барлық бұл жұлдыздар, саны 100 миллиардтан асатың, алпауыт жұлдыз жүйені - біздің Галактиканы түзеді. Көзбен көрінетін жарық жұлдыздар - ол Галактиканың бізге ең жақын нысандары.
Көп жұлдыздар жұлдыз жинақтары деп аталатын топтарды түзеді, мысалы, бізге жақын Плеяда, Гиада.
Жұлдыздар және жұлдыз топтармен бірге Галактикада тозан бөлшектері қосылған сирек газдың көп мөлшері бар. Кейбір облыстарда оның тығыздығы шұғыл өседіде, ол диффузиялық газ - тозанды туманносттерді түзеді.
Онымен бірге Галактикада жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен қозғалатын жоғарғы энергиялы элементар бөлшектердің үлкен саны бар. Бұл бөлшектердің жиынтығын ғарыштық сәулелер деп атайды.
Хаббл заңы. Біртекті изотропты Әлемнің үлгілері
1915 ж. А. Эйнштейн жалпы салыстырмалылық теорияны құрды. Бұл теория үлкен массаларынының болған жерде кеңістік - уақыттың қасиеттері өзгері керек деген қорытындыға әкелді. Бізге белгілі евилид кеңістіктің қасиеттері (мысалы, үшбұрыштық бұрыштарының қосындысы, параллель сызықтарының қасиеттері) үлкен массаларының қасында өзгеру керек. Бұл өзгерісті кеңістіктің <<қисаюы>> деп атайды. Бірақ жеке жұлдыздар туғызатын кеңістіктің қисаюы өте аз.
Ал барлық галактикалардың және асқыңгалактикалардың жиынтығын алсақ, олардың массаларының қосындысы біртұтас кеңістіктің анықталған қисықтығын туғызу мүмкін. Бұл кеңістіктің қасиеттерін өзгерту керек, яғни Әлемнің эволюциясына әсері болады.
Массаларының кезкелген таралуындағы салыстырмалық теориясы негізіндегі кеңістік пен уақыттың қасиеттерін анықтау есебі өте қиын. Сондықтан Әлемнің үлгілері деп аталатын кейбір жуық сұлбалар қарастырылады.
Ең қарапайым үлгілерді Әлемдегі зат үлкен масштабтарды біртекті таралады (кеңістіктің біртектілігі) және кеңістіктің барлық бағыттыр бойынша қасиеттері бірдей (кеңістіктің изотроптығы) деп есептеледі. Мұндай кеңістіктің кейбір қисықтығы болу керек, ал оған сәйкес үлгілерді Әлемнің біртекті изотропты үлгілері деп атайды.
Бұл жағдай үшін Эйнштейн теңдеулерінің шешімдері, егер ретсіз қозғалыстарын есептемесек, галактикалардың арасындағы қашықтық өзгеретіндігін көрсетеді: Әлем қысалу немесе кеңею керек. 1929 ж. неміс астрономы Хаббл галактикалардың арасындағы қашықтық өсіп келетіндігін тапты, яғни қазіргі заманда Әлем кеңейіп келеді. Әлемдегі галактикалардың өзара алшақтау жылдамдығы олардың арасындағы қашықтық өскенде олда өседі. Салыстырмалы кішкентай қашықтар үшін бұл байланыс сызықты (Хаббл заң)
v=Hr
мұндағы v- екі галактикалардың өзара алшықтау жылдамдығы, r- галактикалардың арасындағы қашықтық, H- Хаббл тұрақтысы.
Әлемнің эволюциясы
Әлемнің біртекті изотропты үлгісі бойынша кез келген екі Галактикалар арасындағы қашықтық уақыт функциясы екендігі шығады. Бұл функцияның түрі кеңістіктің қисықтығына тәуелді. Егер қисықтық теріс болса, Әлем тоқтамай кеңею керек. егер қисықтық нульге тең болса, кеңеюдің жылдамдығы да нульге ұмтылады. Егер қисықтық оң болса, кейбір кезенде Әлем қысалы бастау керек. Бұл жағдайда кеңістік шектелген болу керек, яғни уақыттың кез келген моментінде оның көлемі шектелген болу керек. Бірақ бір жағдайда да оның <<шекарасы>> болмайды.
Ал кеңістіктің қисықтығы біртекті изотропты модельде Әлемдегі материяның орташа тығыздығына тәуелді. Егер тығыздық кейбір кризистік мәннін кіші болса, қисықтық теріс және бірнеше жағдай болады.
Екінші жағдай (қисықтық нульге тең) тығыздықтың кризистік мәнінде болады. Егер тығыздық кризистік мәнне үлкен болса, қисықтық оң (үшінші жағдай). Кеңею процесінде қисықтықтың абсолюттік мәні өзгеру мүмкін, бірақ оның таңбасы өзгермейді.
Тығыздықтың кризистік мәні Хаббл тұрақтысы Н және гравитациялық тұрақтысы G арқылы былай табылады
ρкр=3H28PIG
H- 100 км/с · Мпс болғанда, ρкр=2∙10-29 г/см3
Бірақ бұл мән дәл емес, себебі соңғы жылдары Әлемнің массасына бірнеше есе үлкен көрінбейтін қаранғы материяның массасы қосылатындығы ашылды және Хаббл тұрақтысының уақытқа тәуелді өсетіндігі табылды.
Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:
* Біздің Галактикада жұлдыздар саңы қанша?
* Біздің Галактиканың құрамы қандай?
* Қазіргі заманда Әлемнің қандай үлгісі ең таралған?
* Хаббл заңың жазып, түсіндірініз
* Әлемнің эволюциясы мен қисықтық арасындағы байланысты түсіндіріндер
* Әлемдегі материя тығыздығының мәні оның эволюциясына қандай әсері болады?
Қолданылған әдебиет:
* Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
* Монтенбрук О.,Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. - СПб.: Питер,2002.-320с.
* Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
* Хойл Ф. Галактики, ядра и квазары. - М.: Мир, 1968
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