Плутон радиусы..... км. 6 страница

.

Жер Күн энергиясының 5 *10^-10 үлесін ғана алатындығын есептеуге болады.

Күннің жарқырауын біле отырып, оның бірлік бетінен бірлік уақытқа шығарылатын сәулелік энергияны есептеуге болады:

радианмен берілген Жерден көрінетін Күннің бұрыштық радиусы.

Күн абсолют қара дене сияқты сәуле шығарады деп есептей отырып, Стефан-Больцман заңы бойынша оның бетінің температурасын есептеуге болады. Бұндай әдіспен анықталған температураны эффективтілік температура деп аталады.

Күн бетіндегі дақтарды жүйелі бақылаудан барлық дақтар Күннің шығыс шетінен батыс шетіне қарай орын ауыстыратынын анықтаған, бұл Күн өз осінен оның айналасындағы планеталар айналысы бағытымен бағыттас айналатындығын көрсетеді. Күн экваторы жазықтығы эклиптика жазықтығына 7⁰ 15¹ бұрышпен көлбеген.

Күн қатты дене сияқты айналмайды екен, оның бұрыштық жылдамдығы экватордан қашықтаған сайын азая береді. Бұндай айналыс дифференциялдық немесе аймақтық айналыс деп аталады. Көп жылдық бақылаулардан

тең екендігі анықталды.

Мұндағы в - экватордан бұрыштық қашықтық, гелиографиялық ендік.

Күннің айналу периоды экваторда 25 тәуліктен полюс маңайында 30 тәулікке дейін өзгереді. Экватордың сызықтық айналыс жылдамдығы 2 км/с жуық..

Күн энергиясы спектрлік таралуы радио сәуледен гамма-сәулесі диапазонына дейін қарастырылған. Оптикалық диапазонында Күн спектрі жарық түсті фоннан тұрады. Фондық тұтас спектрде жіңішке және қараңғы жұтылу сызықтары бар. Бұл сызықтарды 1814 жылы алғаш рет бақылаған оптик Фраунгофер (1787-1826) құрметіне Фраунгофер сызықтары деп атаған. Кәзіргі кезде күн спектрінде Менделеев таблицасының 72 химиялық элемент сызығы бар. Ең көп сызығы бар Н және К. Спектрлік сызықтар интенсивтілігін талдаудан Күннің 80 % массасы сутегі, 20 % - гелий, 1 % - қалған элементтер екені анықталған.

Лекция № 8

Жұлдыздар. Жұлдыздарға дейінгі арақашықтық. Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары. Температурасын, радиусын, жарықтығын анықтау.

ХVII ғасырдың басына дейін телескопты ойлап тапқанға дейін астрономдарды жұлдыздар Күннің, Айдың және планеталардың көрінерлік қозғалысын зерттеу үшін негіз болып табылатын дене ретінде қызықтырды. Жұлдыздар Әлемі құрылысы туралы көптеген ойшылдар сұрақтар талқылады, бірақ олардың бәрі болжамдар болып қалды. Телескоп ойлап табылғаннан кейін де жұлдыздық астрономия 150 жылдай аралықта өте жай дамыды.

Жұлдыздың астрономия негізін XVIII ғасыр аяғында ағылшын В. Гершельдің (1738-1822) жұмыстары қалады. Гершель өзінің зерттеу жұмысын үлкен айналық телескоптар жасаудан бастап, ол өз өмірінде жұлдызды аспанға 4 рет жұйелі түрде шолу жасады. Өзінің мұқият зерттеу нәтижесінде жұлдыздар жүйесінің құрылысы туралы, оған Күннің және аспандағы кейбір жеке жұлдыздардың, және Құс жолы жататындығын көрсетті.

Ғылым тарихында бірінші рет жүлдыздарға дейінгі арақашықтықты бағалауға, Күн жүйесімен бірге Жердің қозғалысы жұлдыздардың көрінерлік ығысуын тудыратынын бағалауға мүмкіндік берді.

Гершель зерттеулерін одан әрі жалғастырушы Пулков обсерваториясының негізін қалаушы және бірінші директоры Василий Яковлич Струве (1793 – 1864). Струве алғаш рет жұлдыздарға дейінгі арақашықтықты тапты.

Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтаудағы негізгі әдіс тригонометриялық әдіс. Бұл әдістің өлшеуінің негізіне Жер орбитасынан үлкен жарты осі, яғни Жер орбитасы радиусы алынады. Арақашықтығы өте үлкен болғандықтан радиус пен үлкен жарты ось айырмашылығы білінбейді.

Коперник Жердің күнді айналуынан туындайтын жылдық паралакстық ығысуды өлшеуге мүмкіндік туса, жұлдызға деиінгі арақашықтықты анықтауға болатындығын сол кезде Логинде айтқан болатын, бірақ ол кезде телескоп болмаған ды, ал жай көзге жұлдыздық паралакстық ығысу байқалмайды. Жұлдыздың жылдық паралакстық ығысуы дегеніміз не? Оны мына сурет арқылы түсіндіруге болады.

Бақылаушыға жыл бойы жақын жұлдыз әлсіз өте қашықтықта жұлдыздар фонында өте кішкене паралакстық эллипс сызады, осыдан ығысу бағыты Жердің қозғалыс бағытымен бағыттас болады. Жұлдыздардың паралакстық ығысуын өлшеу өте қиын болғанымен, олардың қашықтықтарын өлшеуде ең сенімді әдіс болып табылады. Паралакстық ығысу өте кішкене шама, секундтың оннан және жүзден бір үлесіндей болады. Алғаш рет пар ығысуды өлшеген Струве деп айтқанның Вега π=0.125'' (1835 - 1837) осы кезге дейінгі бақылаулардан ең үлкен паралакс а – Кентавр жұлдызының π=0,76'' бұл осындай бұрышпен адам шашы 18 м қашықтықтан көрінеді.

Жұлдыздың паралакстық ығысуының жартысын оның жылдық паралаксы деп атайды, π әріпімен белгіленеді.

Сонымен жұлдыздың жылдық паралакс, жырақтан қарағанда Жер орбитасы үлкен жарты осі көрінетін ең үлкен бұрыш.

Жұлдыздардың паралакстық ығысуы Жердің Күнді айнала қозғалатындығының нақты дәлелі болып табылады.

Жердің Күнмен орташа қашықтығы, немесе Жер орбитасы радиусы а=1 а.б. (астрономиялық бірлік) жұлдызға дейін қашықтықты есептеудің базисі болып табылады.

Олай болса жұлдыздарға дейінгі қашықтық

π - өте кішкентай бұрыш болғандықтан sinπ =π оның радианымен ауыстыруға болады.

1 радиан – 206265 болғандықтан

π доғаның секундтарымен берілген немесе а₀ =149600000 км.

Струве Вега үшін π=0'',125 (0'',123) олай болса,

Ең жақын жұлдыз Толиман(а - Центавр)

Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты Жерден бастап немесе Күннен бастап санағанның айырмашылығы жоқ.

Жұлдыздар және басқа аспан денелері үшін π<1'', яғни оларға дейінгі арақашықтықты өлшеу үшін а.б. өте кішкене. Сондықтан парсек деп аталатын өлшем бірлік қолданылады. Парсек – параллакс және секунд деген сөзден шыққан.

1 парсек – Жер орбитасы радиусы 1'' бұрышпен көрінетін арақашықтық 1 пс, 1пс = 30,857*10¹² км.

Сондықтан парсекпен өлшенетін арақашықтық анықталады. Қазіргі бар астрономиялық аппаратура параллакстарды 0,01'', яғни 100 пс – дейін нақты – 200 пс дейін болжамды түрде өлшеуге мүмкіндік береді.

Сирек те болса ғылымда жұлдыздарға және басқа да алыс объекттерге дейінгі қашықтық объектіден шыққан жарықтың Жерге немесе Күнге қанша жылда жететіні көрсетілетін жарық жылымен де көрсетіледі.

1 жарық жылы дегеніміз жарықтың бір жыл ішінде жүріп өткен жолы.

1 ж.ж. = c t =

1 ж.ж. = 9,461 .

Бұдан

1пс= 3,26 ж.ж.

Бізге ең жақын жұлдыз Толиманның ( - Центавр) жылдық паралаксы арқылы арақашықтық анықталады да сосын жарық жылына айналдырылады:

Абсолюттік жұлдыздық шама және жұлдыздардың жарқырауы. Біз аспан денелердің жарқырауы жөнінде айтып, оларды жұлдыздық шама бойынша ажыратып келдік. Жұлдыздардың жарқырауы олардың нақты сәуле шашырауын сыйпаттамайды, себебі олар әртүрлі арақашықтықтарда орналасқан. Жұлдыздардың шын жарықтылығын білу үшін екі жарық көзінің жарықтылығын айырғысы келгенде физиктер не істейді сондай жағдайды қолдану керек. Ол үшін физиктер фотомерді бірдей қашықтыққа орналастырып, оның көрсетуі бойынша жарық көздерінің жарқырауын салыстырады.

Астрономдар жұлдыздарды Жерден бірдей қашықтыққа қоя алмайды, бірақ жұлдыздардың шамаларын оларды қандайда бір белгіленген қашықтыққа шартты түрде қою арқылы есептей алады. Бұндай арақашықтыққа r₀=10 пс алынған, себебі бұдан есептеу үшін мейлінше қарапайым формула шығады.

Жұлдыздардың 10 пс арақашықтықтағы жұлдыздың шамасын абсолют жұлдыздық шама деп атайды. М - әріпімен белгіленеді.

R пс қашықтықтан жұлдыздың жарықтанылуы Е, оның көрінерлік жұлдыздық шамасы m, ал r = 10 пс қашықтықтағы жұлдыздық жарықтылығы Е₀, абсолют жұлдыздық шамасы М болса, онда:

(1)

lgr₀ =1 lg10 = 1

Погсон формуласы бойынша: (2)

0,4(m - M)=2(lgr - 1); M=m+5(1+lgπ) (3)

m-M=5lgr – 5; m – M = 5(lgr - 1) (4)

m – M – көрінерлік және абсолют жұлдыздық шама айырмасы арақашықтық модулі деп аталады.

Күннің абсолюттік жұлдыздық шамасын анықтау үшін (4) формула бойынша m – M = 5(-lg206265-1)=-31^m , 57 m=-26^m,7. M=5^m, сонымен r₀=10пс арақашықтықта Күн шамасы 5^m тең.

Егер жұлдыздардың Жер атмосферасы шегінде жарықталынуы Е болса, онда жұлдыздың жарқырауы L = 4πr² E r – жұлдызға дейінгі арақашықтық.

Жұлдыздардың жарқырауы көбіне Күннің жарқырауымен өрнектеледі. Күннің жарқырауын L₀= 1 деп алады.

Сонда lgL = 0,4(M_k - M)

Абсолют жұлдыз шамалары M₁ және M₂ екі жұлдыз үшін .

Жұлдыздардың температурасы. Жұлдыздың сәуле шығаруы абсолют қара дененің сәуле шығаруымен ұқсас болғандықтан, жұлдыздардың температурасын олардың сәуле шығаруымен анықтауға болады. Ұздіксіз спектрлік сәуле шығаратын жұлдыздық фотосфераны шартты түрде жұлдыздық бет ретінде алады. Фотосфера радиусы жұлдыздың радиусына тең деп алынады, және жұлдыздың температурасына фотосфера температураларын алады.

Стефан – Больцман заңы бойынша бірлік беттен, бірлік уақытта шығатын жарық энергиясы , осыдан бұрыштық диаметрі θ белгілі болғанда жұлдыздың Т температурасын анықтауға болады.

Радиусы R – ге тең жұлдыздан бір секундта энергия шығарылады.

Жер жұлдыздардан r қашықтықта болғанда радиусы r – ге тең сфералық бетке L энергия таралады да ол беттің бірлік ауданына келетін энергия

Жұлдыздың сызықтық радиусы ; θ - өте аз шама,

1 пк = 206265 а.б. = 206265

; :

Жұлдыздардың радиусы. Егер бір жұлдыздың бұрыштық диаметрін өлшей алар болсақ, онда оның сызықтық өлшемдерін, яғни радиусын нанымды түрде есептеп шығаруға болар еді. Бірақ, жұлдыздар Күн мен Жерден алыстығы сонша, олар жарық нүкте тәрізді болып көрінеді. 1920 – 1970 жылдары американ физигі Майкелсон интерферометр көмегімен жұлдыздың бұрыштық диаметрін өлшеді. Киттегі ең үлкен σ – жұлдызының бұрыш диаметрі 0,56'', ал ең кіші – жұлдызыныңкі – 0,009''. Одан кіші диаметрді өлшеу мүмкін болмады.

1967 жылы Австралия обсерваториясында дияметрі 6,6м екі сфералық айнасы бар, фокустарында фотокөбейткіштер бар Браун және Туисстың интерферометрлері іске қосылды. Барлық өлшеу электронды есептеу қондырғысымен жүзеге асырылады. Интерферометрлер 2,5^m – ге дейінгі жұлдыздық бұрыштың диаметрін өлшей алады, ең кіші бұрыштық диаметр θ = 0.00072'' болады.

r қашықтықтағы және бұрыштық диыметрі θ жұлдыз үшін сызықтық радиусы төмендегідей болады.

доғалық секундпен, r парсекпен алынған.

1 пк = 206265 а.б.;

Көбінесе жұлдыздардың сызықтық радиусын күннің R радиусымен өрнектеу қабылданған R=6,96

;

Бұрыштық диаметрі белгісіз жұлдыздардың сызықтық радиусы олардың жарықтылы мен температурасы бойынша есептеледі. Стефан – Больцман заңы бойынша жұлдыздың бірлік бетімен бірлік уақытта мынаны

, барлық беттен шығады күн үшін

Күн радиусы бірлігімен алып R₀=1, L₀=1

;

Жұлдыздардың радиусы және массасы. Жұлдыздардың сызықтық радиусы жұмыс істеу принципі физика курсында айтылған оптикалық интерферометрлер арқылы олардың бұрыштық диаметрі бойынша дұрысырақ өлшенді. Осындай алғащқы интерферометрді арақашықтықтары 6 м айналар арқылы 1920 жылы Майкельсон жасаған. Одан кейін жетілдірілген бірнеше интерферометрлер қолданған. 1967 жылы Австралияда интенсивтілік интерферометрі деп аталатын Браун және Туисстің интерферометрі қолданылды. Ол жарықтың интерференциясына негізделген.

Интерферометр жарық шамасы 2,5 жұлдыздарға дейінгі бұрыштың диаметрлерін өлшеуге мүмкіндік береді. Әрбір өлшеу бірнеше ондаған сағат уақыт алады. 10 жыл ішінде бақылаулар арқылы жуықтап 50 жұлдыз өлшенген, оның ішінде ең бұрыштық диаметрі кіші Орнонның Е жұлдызы 0=0", 00072.

Жұлдыздардың радиосәулесінің интенсивтілігі аз болғандықтан жұлдыздың радиусын өлшеуге радиоинтерферометрлер жарамсыз.

Жұлдыздардың массасы оның негізгі сипаттамалардың бірі болып табылады.

Жұлдыздардың массасы туралы мәлімет өзара гравитациялық күштермен байланысқан, ортақ массалар центрі айналасында айналатын көрінерлік-қос жұлдыздарды бақылаулардан алынады. Көрінерлік-қос жұлдыздар деп аталды. Олардың қосарлануын ұлғайтуы жеткілікті телескоп арқылы ғана байқауға болады. Қарусыз көзге бұндай жұлдыздар біреу болып көрінеді.

Жұлдыздар қосағында жарығырақ құраушысы бас жұлдыз деп аталады, ал жарығы бәсеңдеуі - серік жұлдыз деп аталады.

Олардың бар айырмашылықтары айтарлықтай болмағанмен, Жер мен Күннен арақашықтығы бірдей.

Бірнеше жылдар бақылау нәтижесінде серік жұлдыздың қозғалысын бақылау арқылы оның көрінерлік қозғалыс орбитасы салынған, ол эллипс тәрізді болады, ал бас жұлдыз S оынң фокусынан тыс жатады.

Қос жұлдыздардың компоненттерінің белгілі массасы мен жарқырауы бойынша «масса-жарқырау» статикалық байланысы тұрғызылады. Ол арқылы жалпы жұлдыздардың жарқырауы арқылы массасын анықтауға болады. Әр түрлі жұлдыздардың массасы 0,05 - 80 күн массасы шегінде жатады. Жұлдыздың ерекше аспан денелері ретінде өмір сүруін және табиғатын олардың массасы анықтайды. Оларға тән нәрсе – қойнауының жоғарғы температурасы Т=10⁶К.

Жұлдыздар спектрлері мен спектрлік Классификациясы. Көптеген жұлдыздардың спектрін талқылай келе олар бір спектрден екінші спектрге өткенде олардың кейбіреулері күшейсе, екіншілері әлсірейтіндей белгілі бір тізбекке орналастыруға болады. Белгілі бір сызықтың спектрде болуы жұлдыздың эффективтік температурасына байланысты. Сондықтан ондай спектрлік тізбек температуралық тізбек болып табылады. Қазіргі кезде 500000 астам жұлдыз спектрі қарастырылған. Бұл спектрлік топтар әріптерімен белгіленген және мынандай ретпен орналасқан:

О – В – А – F – G – K – M

Солдан оңға қарай өткенде жұлдыз түсі көгілдірден (О тобында) ақ түске (А тобы) сары түске (G тобы) және қызыл (М тобы) түске көшеді. Түстің бұлай өзгеруі жұлдыздардың эффективтік температурасы О тобында 30000К – нен М тобында 2500К дейін төмендейтінін көрсетеді. Әрбір топ 10 топшаға бөлінеді. Мысалға: АО, А1,.... А9, F0,... Әрбір келесі топты алдыңғы топқа қарағанда ертерек деп атау келісілген. Спектрлік классификациялау негізгі критериі атомдық спектрлік сызықтар мен молекулалық жолақ интенсивтілігі болып табылады.

Күн G2 тобына жататын сары жұлдыз. Бір топтағы, мысалға А9 тобы жұлдыздарының қасиеттері келесі F0 тобы жұлдыздарының қасиеттеріне жуық болады.

Герцшпрунг – Рессель диаграммасы. ХХ – ғасыр басында бірнеше жүздеген жұлдыздарға дейінгі қашықтық және олардың жарқыраулары анықталды. Алынған нәтижелерді статистикалық өңдеу қажет болды. Онымен 1905-1913 жылдары даниялық Герцшрпунг және американдық Рессель айналысты. Олар стационар жұлдыздар жарқырауын олардың спектрлік топтарымен салыстырып «Спектр – жарқырау» диаграммасын тұрғызды, оны көбіне Грецшпрунг – Рессель диаграммасы деп атайды. Бұл диаграммада абцисса осіне жұлдыздардың спектрлік топтары, ордината осіне жарқырауы (L) немесе абсолют жұлдыздық шамалары (М) салынды.

Егер жұлдыздар жарқырауы мен спектрлік топтары арасында тәуелділік болмаса, онда жұлдыздар диаграммада біркелкі таралып орналасқан болар еді. Шындығында олар диаграммада біренеше тізбек түзеді.

Жұлдыздардың көпшілігі диаграммада сол жақ жоғарғы бұрыштан оң жақ төменгі бұрышқа қарай жіңішке жолақ бойымен орналасады. Бұл жолақты бас тізбек деп атайды. Бұрын бас тізбектен солға өзінің дамуының алғашқы кезеңіндегі жас жұлдыздар орналасқан, ал оң жағында соңғы кезеңдегі кәрі жұлдыздар орналасқан деп есептелген. Сондықтан О – FO спектрлік топтары жұлдыздары жас спектрлік топтар жұлдыздары, ал F – М бұрынғы деп аталған. Диаграммада абсалют жұлдыздық шамалары М≈ +1 жұлдыздар алыптар тобын құрайды. Алыптар радиусы бас тізбек жұлдыздары радиусынан ондаған есе үлкен, сондықтан да алыптар д.а.

Диаграмманың жоғарғы жағында жарқырауы Күннің жарқырауынан 10⁴ есе үлкен жұлдыздар орналасқан. Олардың өлшемдері бас тізбек жұлдыздары өлшемдерінен жүздеген немесе мыңдаған есе үлкен. Сондықтан аса алыптар д.а.

Диаграмманың сол жақ төменгі жағында жарқырауы бас тізбек ждұлдыздарының жарқырауынан жүздегене және мыңдаған есе әлсіз жұлдыздар орналасқан. Олардың өлшемдері сол спектрлік топтағы жұлдыздардың өлшемінен көп есе кіші. Бұл жұлдыздардың көпшілігінің түсі ақ болып келеді, сондыфқтан оларды ақ ергежейлілер д.а.

Жұлдыздардың атмосферасы. Жұлдыздар туралы біздің білетініміздің бәрі негізінен олардың көрінетін, ультракүлгін және инфрақызыл сәулелерінің анализінен анықталады. Бұлардың бәрі жұлдыздың беттік қабатынан – жұлдыз атмосферасынан шығады. Ең сыртқы созылыңғы зонасы атмосфераның - тәжі – радио және рентген диапазонында байқалады. Жұлдыздың атмосферасының астындағы тереңірек қабаттардан шығатын, жұлдыздың ішкі бөлігінен шығатын сәулелер сыртқа шықпайды, олар жоғары орналасқан мөлдір емес қабаттарда жұтылады. Тереңгі қабаттарының қасиеттері туралы тек теориялық есептеулерді ғана айта аламыз.

Жұлдыздар спектрі оның атмосферасының физикалық және химиялық құрамына байланысты. Жұлдыздар атмосферасының теориясының негізгі мәселесі бақылаулар нәтижесінен атмосферадағы физикалық жағдайларды, және химиялық құрамын анықтау. Осы мақсатпен бізге келіп жетіп жатқан фотондарадың пайда болу процестері, осы процестердің физикалық жағдайларға тәуелділігі, спектр сызықтарының пайда болуы қарастырылады.

Жұлдыздардың фотосферасы. Жұлдыздардың атмосферасын үш негізгі қабатқа бөлуге болады: ең сыртқы қабат – созылыңқы тәжі, сосын хромосфера және фотосфера. Фотосфера деп көрінетін сәулелердің негізгі бөлімін беретін қабатты айтады. Фотсфераның спектрі қараңғы жұтылу сызықтарынан тұратын үздіксіз спектр. Сонымен қатар салыстырмалы қараңғы фонда оның жеке сызықтары болады. Оның себебі жарық шығарушы оптикалық үздіксіз спектрдің барлық жиіліктері үшін мөлдір болады. Фотосфера оның атомдары мен иондары шығаратын сәуле жиілігіне сәйкес келетін жиіліктегі сәулелерді күшті жұтады. Сондықтан үздіксіз спектр фонында қараңғы сызықтар болады. Фотсферадан жоғары жатқан ыстық қабат – хромосфера мен тәж – жұлдыздардың оптикалық сәуле шығаруына елеулі әсер етпейді жәнеде Күн үшін ғана мұқият зерттелген.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском: