Плутон радиусы..... км. 7 страница

Ультракүлгін және рентген диапазонда атмосферадан тыс зерттеулер жұлдыздардың хромосферасымен тәжін зерттеуге мүмкіндік береді. Фотосфераның сәуле шығаруы өте күшті болғандықтан хромосфераның сәуле шығаруы көрінбейді, ал Вин заңына сәйкес қысқа толқын жағында фотосфераның сәуле шығару интенсивтілігі кемиді, сондықтан ыстығырақ жоғарғы қабаттың үлесі артады.

Фотосфераның сәуле шығаруын Кирхгоф заңына бағынатын тепе – теңдікті деп санауға болады. Бұл сәулешығару және жұтылу процестерінің интинсивтіліктері теңгерілген. Сәулешығарудың негізгі бөлігі берілген фотонның жұтылуы жеткілікті дәрежеде үлкен болатын қабаттардан шығады, бірақ фотонның сыртқа шығу ықтималдығы өте аз болады. Бұл қабаттың температурасы берілген жиілікте жұлдыздың сәулешығару интенсивтілігін анықтайды.

Сәуле жұлдыздың энергиясын үздіксіз алып кетіп отырады. Фотсферада энергия көзі жоқ. Энергия ядролық реакция жүретін және жоғарғы температурадағы рентген сәулесі пайда болатын жұлдыздың ыстық, орталық бөлігінен бөлінеді. Бірте – бірте сәуле жоғарғы суығырақ қабатқа сорылады. Фотон энергиясы кеміп, жиілігі көрінетін сәуле жиілігіндей болғанша. Радиациядан басқа энергия конвенция арқылы да тасымалданады, яғни ішкі ыстық бөліктен жылу ағынымен газ массасы қозғалысы арқылы.

Үздіксіз спектрдегі сәуле шығару және жұтылу механизмі. Фотондар зарядталған бөлшектермен, соның ішінде әсіресе электронмен әсерлескенде пайда болады және жоғалады. Мысалға фотон электрон ионымен соқтығысқанда немесе кілт тоқтағанда пайда болады. Еркін электрондар кілт тоқтағанда кез – келген жиіліктегі толқын, яғни үздіксіз спектр шығарады. Фотонмен кететін энергия еркін электрон ионмен әсерлесу нәтижесінде ие болатын кинетикалық энергия есебінен болады.

Еркін электроннан өзгеше байланысқан электронның энергиясы белгілі бір анықталған дискретті мәндер ғана қабылдайды. Бір деңгейден екінші деңгейге өту белгілі бір толқын жиілігінде ν электромагниттік энергия квантын шығарады және жұтады.

Жұлдыз атмосферасының фотосферасы ең мұқият зерттелген. Мөлдірлеу қабаттар – хромосфера мен тәжді бақылау қиынырақ.

Сонымен жұлдыздың спектрін зерттеу жұлдыз атмосферасындағы жұтылу және сәулелену процестерінің физикалық табиғатын анықтауға мүмкіндік береді.

Жұлдыздардың айналатындығы және газды массалардың қозғалатындығы, экваторлық аймақтық айналу жылдамдығы үлкен (100 ÷ 200 км/с) екендігі анықталды. Спектрдің формасы бойынша кейбір жұлдыздардың атмосферасы кеңейіп бара жатқандығы байқалады. Олардың жылдамдықтары барлық бағытта жүздеген немесе мыңдаған км/с болады да жұлдыздық жел пайда болады. Ол қандайда бір мөлшерде күн желіне ұқсас болады.

Фотосфера газының тығыздығы мен температурасы жұлдыздың ішкі құрылысын есептеуде алғашқы параметр қызметін атқарады. Осы айтылғандардың барлығы фотосфересы уақытқа байланысты өзгермейді дерлік жұлдыздарға қатысты. Алайда көптеген айнымалы жұлдыздар бар. Олардың жарқырауы периодты немесе периодты емес өзгеріп отырады. Көптеген айнымалы жұлдыздардың жарқырауы атмосферасының пульсациясы себебінен болады, яғни атмосфераның өлшемі мен температурасының өзгеруінен болады.

Жұлдыздардың параметрлері.

Жұлдыздардың негізгі параметрлері – жарқырауы L, массасы M және радиусы R. Олрадың сандық мәндері Күннің жарқырауы L =3,86 * 10 эрг/с, Күн массасы M =1,99 * 10 кг, және Күн радиусы R =6,96 * 10 м. бірлігімен өлшенеді.

Ядролық реакция өтуіне байланысты жұлдыздар қойнауында жұлдыздың химиялық құрамы ғана емес, жұлдыздар ішінде химиялық құрамның таралуы да өзгереді. Жұлдыздар дамуының соңғы кезеңінде жұлдыздар құрылысы күрделі болады. Олар ядродан сосын құрамдары әртүрлі қабықшалардан тұрады. Әрбір қабықшалар шекарасында тығыздық пен температура өзгереді.

Параметрлер арасындағы тәуелділікке байланысты құрамы және құрылысы әр түрлі жұлдыздардың күйлеріде әртүрлі болады. Осы байланыстарды анықтау үшін сәйкес параметрлерді тік бұрышты координаттар системасы өстеріне салу арқылы жұлдыздық күй диаграммаларын тұрғызады.

Жұлдыздардың массасы. Күн мен бірнеше қос жұлдыздардың массасы ғана белгілі. Осы екі жағдайда да масса аспан механикасы заңын қолдану арқылы анықталған, жұлдыздардың массасын жуықтап масса – жарқырау қатысы арқылы да анықтауға болады.

Тікелей жұлдыздың радиусы тұтылмалы қос жұлдыздар үшін анықталады. Сонымен қатар біршама бізге жақын жұлдыздар радиусы интерфераметрлер арқылы анықталады.

Жұлдыздың негізгі параметрлерімен (масса, жарқырау, радиус) жұлдыздың орташа тығыздығы, бірлік бетінен шығарылатын сәуле ағыны, еркін түсу үдеуі сияқты шамаларда байланысты. Бақылаулардан анықталған температура оны анықтау әдісіне байланысты болады.

Жұлдыздың эффективтік температурасы деп жарқырауы осы жұлдыздың жарқырауындай абсолют қара дененің шығарған сәулесіндей жұлдыз бетінің температурасын айтады. Стефан – Больцман заңы бойынша: Е= Т

Жұлдыздардың ішкі құрылысы. Жұлдыздар ұзақ уақыт бойы жарқырайды, бұл оларда өте зор энергия бөлінетіндігін көрсетеді. Қазіргі физика осындай энергия екі мүмкін болатын энергия көзінен бөлінетін болады дейді – гравитациялық сығылу, оның нәтижесінде гравитациялық энергия бөлінеді және термоядролық реакция, яғни нәтижесінде жеңіл элементтерден ауыр элементтер ядросы түзіледі, және өте үлкен энергия бөлінеді.

Есептеулер гравитациялық энергия Күннің жарқырауын тек 30 млн жылға дейін болдыра алатындығын көрсетеді, ал зерттеулур Күн жарқырауы миллиардтаған жыл бойы тұрақты екенін көрсетеді. Сонымен гравитациялық энергия тек жас жұлдыздардың энергия көзі болып табылады. Ал екінші жағынан термоядролық реакция жұлдыз беті температурасынан 1000 еседей үлкен температурасында ғана жеткілікті жылдамдықпен жүреді.

Лекция 9

Галактика. Галактика-орасан зор, 200 млрд. Жұлдыздардан тұратын, жұлдыздар жүйесі. Сонымен қатар галактикада біршама газжәне шаң тозаңдар бар. Галктиканы магнит өрісі қамтып жатады және галактика жоғарғы энергиялы бөлшектермен - космостық сәулелермен толтырылған.

Галактика жұлдыздары кеңістікте күрделі, бірақ жеткілікті дәрежеде дұрыс формалы фигуралар құрады. Мысалы, шар тәрізді орталық бөлігі бар диска. Шар тәрізді бөлігін болдж деп атайды, ағылшынның bulge -дөңес деген сөзінен шыққан. Дисканың көлденеңі 30 кпк, ал болдж- 4 кпк.Болджымен қоса дискажұлдыздықгаломен қоршалған, ол 20 кпк созылған. Дискінің ортасынан шетіне қарай ең жарығырақ жұлдыздар жинақталған спираль тәрізді жең таралған. Сонымен галактика ерекше кең тараған спираль тәрізді галактикаға жатады.

Күн жүйесі галактика центрінен қашықта 10 кпк, диска шетіне жақын дисканың симметрия жазықтығында орналасқан. Жердегі бақылаушы түнде дисканы бүйір қырынан көреді, сондықтан ол өте көп жұлдыздар жиынтығын бақылаушыға жарық жолақ тұрінде, Құс жолы деп аталатын көрінеді. Радиусы 1,5 • 10¹¹ М (Мо= 2•10³⁰кг).Галактиканыңмассасының көп бөлігі галактика тәжі деп аталатын тәжде шоғырланған деп жорамалдайды. Күн айналасындағы маңайда жұлдыздар тығыздығы 1жұлдыз10пк³ көлемге келеді, ал галактика центрінде 10 млн есе үлкен, яғни 1пк³10⁶жұлдыз келеді.

Галактиканың жұлдыздық құрамы күрделі кейбір жұлдыздар тобы жұлдыздары бір бірінен жасы, химиялық құрамы, орбита сипаттамалары, жылдамдығы және кеңістіктегі орны бойынша өте күшті ажыратылады. Сондықтан галактикада жұлдыздар жоғарыда айтылған сипаттамалырына сәйкес жүйелерге бөлінеді.

Жұлдыздар жасы айырмашылықтары өте үлкен. Ең үлкені жасы 15 млрд. жыл, бұл уақытты әдетте галактика жас деп есептеледі. Ескі жұлдыздар галоны құрады. Жас жұлдыздар арасында жасы 100 мың жыл жұлдыздар бар, сонымен бірге қазір пайда болып жатқан жұлдыздар да бар. Жас жұлдыздар тек дискіде ғана кездеседі. Көпшілік жұлдыздар орта жастағылар (бірнеше млрд. жыл), оған біздің Күн жатады.

Жастарының айырмашылықта болуы олардың химиялық құрылымының әртүрлілігіне байланыста. Ең үлкен жастағы жұлдыздарда ауыр элементтер біржарым-екі ретке Күндегіден аз, ал жас жұлдыздар мен жүлдыз аралық газдарда біржарым-екі есе көп болады. Бұл жұлдыздардың химиялық құрамы оның дамуы барысында өзгеріп отырғандығын көрсетеді. Алғашқы химиялық құрамдағы яғни гелий мен сутегіден тұратын жұлдыздар осы кезге дейін байқалмады.

Жас және егде жұлдыздар орбиталары әр түрлі сипатта. Егде жұлдыздар өте күшті созылыңқы орбита бойымен қозғалады, ал жас жұлдыздар центр маңайында шеңберге жуық орбита бойымен қозғалады. Газ бен тозаңдар да қозғалады. Жаңа жұлдыздар жиыны мен шаң тозаңдар дискі құра отырып егде жұлдыздардан тұратын айналмайтын галоны айналады. Сонда дискі гало егде жұлдыздар жүйесіне кигізілген сияқты.

Галактика жұлдыздары жастарына қарай кеңістікте әртүрлі таралған. Егде жұлдыздар радиусы 20 кпк сфералық көлемді толтырады және олардың концентрациясы центрге қарай өте тез өседі. Жас жұлдыздар қалыңдығы оның радиусынан ондаған есе кіші жұқа дискіге шоғырланған.

Ондаған жылдар бойы галактика құрылысы оптикалық астроносмия әдісімен зерттелген. Сол арқылы галактиканың формасы, өлшемі, массасы, жасы, анықталды, оның айналатындығы анықталып, жұлдыздары түріне қарай бөлінетін жүйешелер болатындығы белгілі болды.

20 ғасырдың 50 жылдарынан бастап жаңа зерттеу кезеңі болды, ол радиоастрономия. Радио сәулеленуді зерттеу нәтижесінде көптеген жұлдыз аралық газдар байқалды, оның кеңістікте спиральдық таралуы анықталды.

Радиоастрономия даму арқылы біз үшін галактика мөлдір болды: Радиотолқын таралуына жұлдыз аралық газ ешқандай кедергі келтірмейді. Радио әдістер арқылы галактика ядросында өте қуатты радио сәуле көзі бар екендігі анықталды. Ол көз Мерген шоқ жұлдызында орналасқан, ол радиосәуле көзі өлшемі 10 а.б. аспайды.

Инфра қызыл, ультра күлгін, және галма диопазондағы астрономияны меңгергеннен кейін, астрономия барлық толқындық болды. Осындай зерттеулерден диффузиялық галактиканың гамма сәулелер фоны болатындығы анықталды.

Галактиканың құрылысын зертеу үшін галактикалық сфералық координата жүйесі қолданылады. Бұл системеда объектінің орны галактикалық бойлық l және ендік b арқылы анықталады. Галактиканың бойлық галактика центріне қарай бағытталған бағыттан сағат тілі бағытына қарсы бағытта есептелінеді, ал ендік галактикалық жазықтықтан бастап есептеледі. Бұл жүйенің солтүстік полюсі Вероника шоқ жұлдыздарында ал оңтүстік полюсі Скульптор шоқ жұлдызында, центрі Күн жүйесінде орналасқан.

Галктика жүйелері және жұлдыздар таралып орналасуы. Галактикада өздерінің геометриясы және кинематикасы бойынша өзгеше екі жүйе бар-олар диск және гало. Бұл жүйенің әрқайсысында жастары, химиялық құрамы және физикалық сипаттамалары жақын бірнеше объектілер болады. Әрбір осындай объектілердің өзінің алатын көлемі бар. Сондықтан оны <Z>-алатын көлемінің орташа жартылай қалыңдығымен сипаттайды, оның бағыты галактика жазықтығына перпендикуляр орналасқан.

Дискі және галомен қатар тәж де болады, ондағы жұлдыздар орналасу табиғаты белгісіз.

Дискіде бас тізбек жұлдыздары, алып жұлдыздардың көпшілік бөлігі, ақ ергежейлілер планеталарлық тұмандықтар орналасқан. Галода шар тәрізді жұлдыздар шоғырлары, суб ергежейлілер, айнымалы жұлдыздар орналасқан.

Галактикалық жүйелер жасы. Түс жарқырау диаграммасында шар тәрізді және шашыранды жұлдыздар шоғыры тәуелділігін салыстырудан шашыранды жұлдыздар шоғырының жасы шар тәріздінікінен екі есе дей кіші екендігі анықталды.

Алып жұлдыздардың химиялық құрамдары бірдей болғанмен олардың жасы үлкен болған сайын жарқырауы аз болатындығы белгілі.

Дискі жұлдыздарының құрыла бастауы сфералық жүйе құрылып біткеннен кейін 5־10 млрд жылдан кейін басталған. Жас жағынан осындай үзіліс болуы дискі және гало болып екі жүйеге бөлінуінің себебі болып табылады.

Галактикалық жүйелер кинематикасы. Жүйелер қозғалысы біріншіден галактика центрі айналасында айналу жылдамдығымен υ_R = ω∙R (ω – бұрыштық жылдамдық, R – галактиканың айналу осінен қашықтық) және жылдамдық дисперсиясымен сипатталады. Галоның айналу жылдамдығы өте аз, ал жылдамдық дисперсиясы өте үлкен. Шар тәрізіді шоғырлардың тек көру бағыты бойынша жылдамдығы ғана белгілі.

Жүйешенің жазықтығының галактикалық айналу жылдамдығы галактиканың центрінен R- 10кпк қашықтықта (Күн жуықтап сондай қашықтықта) 250км\сағ жуық.Дискінің егде тұрғындары 15־20км\сағ-қа жайырақ айналады.

Химиялық құрамы. Ыстық Әлем моделіне сәйкес галактика пайда болған алғашқы зат массасының 75% сутегі, 25% гелий болған. Гелийден ауырлау элементтерден жұлдыздар эволюциясы кезінде пайда болған, сосын жаңа жұлдыздар қопарылысы кезінде жұлдыздар аралық ортаға лақтырылған. Олар жұлдыздараралық ортадан келесі ұрпақ жұлдыздаына өтеді.

Галактиканың дамуы мен жүйелер құрылуы. Галактиканың жүйелерінің жасын, кинематикасын, химиялық құрамын және оның кеңістіктік құрылысын салыстыра отырып галактика эволюциясының (дамуының) бейнесін алуға болады. Олардан мынадай жорамал жасауға болады: галактика жәй айналатын гелий, сутегі газ бұлтынан тұратын, өлшемі галактиканың қазіргі өлшемінен ондаған есе үлкен протогалактикадан пайда болған. Бұл өзінің меншікті гравитациясынан еркін қысыла береді де алғашқы жұлдыздар пайда болады. Қазіргі бағалау бойынша еркін сығылу жуықтан бір млрд. жылға созылған. Одан әрі дамуда жұлдыздың және газдың құраушылар энергиялары өзгеру айырмашылығы негізгі роль атқарады. Сығылу кезінде бөлінетін гравитациялық энергия жұлдыз бен газдың кинетикалық. энергиясына айналады. Жұлдызды құраушының кинетикалық. энергиясының артуы гравитациялық сығылды тоқтатады. Алғашқы құрылған жұлдыздар жәй айналатын галоны құрады. Газ алғаш кинетикалық энергиясын газ бұлтымен соқтығысқанда сәулелену түрінде жозғалтады, сондықтан газ еркін сығылуын жалғастыра береді.Бірақ газды ортада центрден тепкіш куш артады, айналу моменті сақталғандықтан көлемі кішірейгенде оның айналыс жылдамдығы артады.

Газ құраушының өлшемі он есе азайғанда центрден тепкіш күш гравитациялық күшпн теңеседі де тоқтайды. Айналу осі бойымен сығылу жалғаса береді де нәтижесінде газ дискісі пайда болады. Онда пайда болатын жұлдыздар жылдам айналатын дискіліқ кеңістік түзеді.

Жүйешелер пайда болуымен параллель жұлдыз аралық кеңістіктің ауыр элементтермен баю процесі де жүріп жатады. Дискі жұлдыздары ауыр элементтермен баийтын, жұлдыз қойнауында жүріп жатқан термоядролық реакцияға қатысатын заттардан құрылады. Сондықтан дискі жұлдыздары ертерек пайда болған гало жұлдыздарына қарағанда ауыр элементтерге бай болады. Осы себептен дискінің жас жұлдыздары егде жұлдыздарға қарағанда көп ауыр элементтерден тұрады.

Лекция № 10

Космология бүтіндей Әлемнің құрылысы туралы ғылым. Космология қарастыратын мәселелердің ең негізгілері, - кеңістік пен уақыттың геометриялық құрылымы, Әлемнің дамуы, Әлемдегі әртүрлі объектілердің пайда болуы мен дамуы. Космология эмпирикалық мәліметтерді галактикадан тыс астрономия зерттеулерінен алады, ал оның теориялық негіздері физиканың ең жалпы заңдылықтарына сүйенеді.

Әлемді тұтастай алып сипаттағанда астрономиялық бақылаулардың қазіргі әдістерімен Метагалактика деп аталатын Әлемнің шектеулі бөлігін ғана зерттеуге болатындығын ескеру керек. Метагалактика өлшемі 6000 Мпс құрайды.

Салыстырмалық теориясы үлкен массаның болуы кеңістік пен уақыт қасиеттеріне әсер етеді деген қорытындыға әкеледі, яғни үлкен масса маңында кеңістік «қисаяды».

Олай болса кеңістік қисаюынан Күнге жақын жерде күн сәулесі өзінің бағытын өзгертуі керек. Барлық галактикалардың гравитациялық массаларының қосынды әсері кеңістікті белгілі бір шамаға қисайтуы мүмкін, ол оның қасиеттеріне әсер етеді, сондықтан Әлемнің дамуына да әсер етеді. Массалардың кез-келген таралуында кеңістік пен уақыт қасиеттерін анықтау өте қиын мәселе. Сондықтан Әлемнің космологиялық модельдері деп аталатын жуықтап алынған схемалар қарастырылады.

Ондай модельдердің ең қарапайымы үлкен масштабтағы Әлемдегі заттар бірдей таралған (Әлмнің біркелкілігі), ал қасиеттері барлық бағытта бірдей (Әлемнің біртектілігі) деген болжамдарға негізделген. Бұндай кеңістіктің белгілі бір қисықтығы болады, ал оған сйкес модель Әлемнің біртекті изотропты моделі деп аталады.

Біртекті изотропты модель жағдайында Эйнштейн тартылыс теңдеулері шешімдері жекелеген біркелкісіздік араларындағы қашықтық тұрақты сақталмайтындығын көрсетеді: Әлем не сығылуы немесе кеңеюі керек. Кез келген екі дене ара қашықтығы үлкен болған сайын, олардың қашықтау жылдамдығы да үлкен болады.

Кез келген қос дене ара қашықтығы уақыт функциясы болып табылады. Бұл функцияның түрі кеңістік қисықтығы таңбасына байланысты болады. Егер қисықтық теріс болса, онда Әлем барлық уақытта ұлғая береді. Қисықтық нөлге тең болғанда ұлғаю өте жай өтеді, және ұлғаю жылдамдығы нөлге ұмтылады. Ақырында ұлғаюшы Әлем қисықтығы оң болып бір кезеңде сығылумен ауысады. Сығылу кезінде кеңістік шекті, яғни кез келген уақыт мезетінде белгілі бір көлемі, белгілі бір жұлдыздар, галактикалар және т.с.с. болуы керек. Бірақ Әлемнің еш уақытта «шегі» болмайды.

Біртекті изотропты модельде кеңістік қисықтығы заттардың орташа тығыздығына байланысты болады. Егер тығыздық қандайда бір шектік тығыздықтан кіші болса онда Әлем ұлғаяды. Тығыздық шекті мәнге тең болғанда қисықтық нөлге тең, ал тығыздық шектік мәннен үлкен болғанда Әлем сығылады.

Тығыздықтың шектік мәні Н.Хаббл f гравитациялық тұрақтылығымен өрнектеледі. _{kp =}

егер H =55 болса, онда _{kp = 5∙10}^-30

Метагалактикадағы белгі барлық масса бойынша орташа тығыздық жуықтап
_5∙10^{-30 .} Алайда бұл ең төменгі шек, себебі галактика аралық көрінбейтін массалар белгісіздігінен. Сондықтан тығыздықтың бұл мәні кеңістік қисықтығы нақты таңбасы туралы айтуға негіз бола алмайды. Қазіргі заманғы бақылаулар кеңістік қисықтығы таңбасы туралы нақты айтуға жеткіліксіз. Әлем кеңістігі қисықтығы нолге жуықтау деп айтуға болады.

1965 жылы ашылған радиосәуле интесивтілігі барлық бағытта бірдей. Бұндай сәулені реликті деп атайды.

Реликті деп аталуы ол Әлемнің өте үлкен тығыздықтағы кезеңінен қалған қалдық сәуле болуы мүмкін. Есептеулер ол ρ> 10^-20 болғанда, яғни қазіргі кездегіден миллиард есе үлкен болғанда болатындығын көрсетеді. Қазіргі кезде толқын ұзындығы λ=1мм сәуле, ертеде сәулелену максимумы 3000⁰К температурада λ=1мк сәйкес келеді. Бұдан реликті сәуле Әлемнің тығыздығы өте үлкен болғандығын ғана көрсетпейді, сонымен қатар оның температурасының да жоғарылығын (ыстық Әлем моделі) көрсетеді.

Космология Әлемнің құрылысы мен дамуы туралы жалпы түсінік алуға мүмкіндік береді. Бұдан астрономияның бұл бөлімі дүниеге материалистік көзқарас қалыптасуында үлкен роль атқаратындығын түсінуге болады. Сондықтан Космология зерттеу мәселелері тек астрономия мен физика үшін маңызды емес, сонымен қатар материалдық дүние заңдылықтарын қорытындылау үшін философияға да көлемді материалдар береді.

Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском: