Главная страница
Контакты

    Басты бет


«Астрономия» пәнінің оқу-әдістемелік кешені

жүктеу 1.46 Mb.



жүктеу 1.46 Mb.
бет9/9
Дата05.04.2017
өлшемі1.46 Mb.

«Астрономия» пәнінің оқу-әдістемелік кешені


1   2   3   4   5   6   7   8   9

Лекция 14

Жұлдыздардың температурасы мен түсі


Жұлдызды аспанды бақылау кезінде біз жұлдыздардың түстері әр қилы екендігін байқауымыз мүмкін.Қызған метальдың түсі бойынша оның температурасын болжауға болатыны сияқты, жұлдыз түсі де оның фотосферасын, температурасын көрсетеді.Сәуленің максимал толқын ұзындығы мен температурасы арасында белгілі байланыс (29) бар.Әр түрлі жұлдыздардың сәуле шығару максимумы әр түрлі толқын ұзындығына келеді.Мысалы біздің Күн-сары жұлдыз.Капелла да осы түсті жұлдыз,оның температурасы 6000 К шамасында. Температурасы 3500-4000 К болатын жұлдыздар қызғылт түсті (Альдебаран).Қызыл жұлдыздардың (Бетельгейзе) температурасы 3000 К-ге жуық.Қазіргі кезде белгілі жұлдыздардың ең суықтарының температурасы 2000 К-нен аз.Мұндай жұлдыздарды спектрдің инфрақызыл бөлігінде бақылауға болады.Күннен көп ыстық жұлдыздар көптеп саналады.Оларға,мысалы,ақ жұлдыздар (Спика Сириус,Вега) жатады.100000-200000 К аралығында.Фотосферасының температурасы 300000-500000 К болатын көгілдір-ақшыл жұлдыздар кездеседі.Жұлдыздардың қойнауындағы температурасы 100000000 К-нен кем емес.

Жұлдыздардың спектрі мен химиялық құрамы.


Жұлдыздардың табиғаты туралы маңызды мәселелерді астрономдар олардың спектрін талдау арқылы алады.Көпшілік жұлдыздардың спектрлері Күн спектрі тәрізді жұту спектрі болып табылады:үздіксіз спектр реңкінде күңгірт сызықтар байқалады.

Жұлдыздардың бір-біріне ұқсас спектрлері жеті негізгі спектрлік кластарға топтастырылған.Олар латын альфавитінің бас әріптерімен таңбаланады:


O – B – A – F – G – K – M
және тізбекте реті бойынша солдан оңға қарай ауысқанда жұлдыз түсі (О класы) аққа (А класы), сарыға (G класы), қызылға (М класы) өзгереді.Демек,осы бағытта кластан класқа өткен сайын жұлдыздардың температурасы кемиді.

Сонымен,спектрлік кластар тізбегі жұлдыздардың түстері мен температуралары айырмашылығын көрсетеді.Мысалы,F спектрлік класында келесі қосалқы кластар бар:


F0 – F1 – F2 - F3 - F4 - F5 - F6 - F7- F8 - F9
Күн G2 спектрлік класына жатады.Негізінде жұлдыздар атмосферасының химиялық құрамы ұқсас: олардағы ең көп таралған элементтер,Күндегі сияқты, сутегі мен гелий болып табылды.Жұлдыздар спектрлерінің әр түрлілігі ең алдымен олардың температураларының әр түрлі болуынан деп түсіндіріледі.Жұлдыздар атмосфераларындағы заттардың физикалық күйі мен спектрінің түрі температураға байланысты.Жоғары емес температурада (қызыл жұлдыздар) жұлдыздар атмосферасында бейтарап атомдар,тіпті қарапайым молекулалық қосындылар(C2,CN.TiO,ZrO және т.б.) бола алады.өте ыстық жұлдыздар атмосферасында иондалған атомдар басым.

Температурадан басқа, жұлдыз спектрінің түрі қысым мен фотосфера газының тығыздығымен, магнит өрісінің болуымен, химиялық құрамының ерекщелігімен анықталады.

Жұлдыздардың жарқырағыштығы
Жұлдыздар да Күн тәрізді энергияны электромагниттік тербелістің барлық толқын ұзындығы диапозонында шығарады.Жарқырағыштық жұлдыздың сәуле шығаруының жалпы қуатын сипттайтын және ең басты сипаттамаларының бірі болып табылады.

Жұлдыздардың жарқырауының айқын айырмашылығын алғаш рет 1905 жылы дат астрономы Э.Герцшпрунг (1873-1967) анықтады.Бүгінде жұлдыздарды олардың жарықтылығына қарай аса алып және ергежейлі деп топтастырады.Аса алып жұлдыздар Күннен мыңдаған, ондаған мың және жүздеген мың есе алып жұлдыздар – жүздеген есе күшті сәуле шашады,ал ергежейлі жұлдыздардікі Күнмен барабар және онан жүздеген мың есеге дейін төмен.

Табиғатта ергежейлі жұлдыздар аса алыптар мен алыптарға қарағанда әлдеқайда көп, сондықтан біздің Күніміз жалғыз жаратылыс емес,ол орташа көлемді және орташа жарық жұлдыз болып табылады.

Енді жұлдыз жарқырауының олардың көлемдеріне ғана емес, оларлың фотосфераларының температурасынан да болатынын атап айтамыз.Жұлдыздардың өлшемдері бірдей болған жағдайда фотосфера температурасы неғұрлым жоғары болса,жарқырауы соғұрлым күшті және жұлдыздардың түстері де оның температурасына тікелей байланысты.

Жұлдыздардың радиустары
Астрономдар ең соңғы жетістіктегі техниканы қолданғанның өзінде бірнеше жұлдыздың ғана бұрыштық диаметрін (ол бойынша қашықтықты,сызықтық өлшемін біле отырып) тікелей өлшей алды.Негізінде астрономдар жұлдыздардың радиусын басқаша тәсілдермен анықтайды.Көптеген жұлдыздардың радиусын анықтай отырып, астрономдар өлшемдері Күн өлшемінен едәуір өзгеше болатын жұлдыздар бар екеніне көз жеткізді.Ең үлкен өлшем аса алып жұлдыздарда.Олардың радиусы Күн радиусынан жүздеген есе үлкен.Мысалы,Сарышаянның r (Антарестегі) радиусы Күн радиусынан 750 еседен артық үлкен.Радиусы Күн радиусынан ондаған есе үлкен жұлдыздар алыптар деп аталады.Өлшемдері Күн шамалас немесе одан кіші жұлдыздар ергедейлілер деп аталады.Ергежейлілер арасында Жерден,тіпті Айдан да кішілері бар.Одан да кіші жұлдыздар ашылуда.

Жұлдыздар массалары


Жұлдыздар массалары-олардың ең басты сипаттамаларының бірі.Жұлдыздар массалары әр түрлі. Бірақ жарқырағыштықтары мен өлшемдеріне қарағанда жұлдыз массалары едәуір мөлшерде шектеулі:ең ауыр деген жұлдыздар әдетте Күн массасынан бар болғаны ондаған есе үлкен де,жұлдыздың ең кіші массасы 0,06 М.Жұлдыз массасын анықтаудың басты (негізгі) тәсілін қос жұлдыздарды зерттеу береді:сонымен қатар жарқырағыштық пен жұлдыз массасы аралығында тәуелділік бар екендігі айқындалды.
Жұлдыз ғылымы-астрономия ерте замандарда ,мал жайылған жазық далаларда, жойқын өзендердің егін салған аңғарларында туған.Оны тудырушылар-өмір талаптары,өндіріс процестері.Жаратылыстанудың жеке салаларының жүйелі дамуын зерттеп білу қажет,-дейді Фридрих Энгельс.

Фридрих Энгельс (1820 жылғы қарашаның 28-і – 1895 жылғы тамыздың 5-і) - неміс революционері және пәлсапашысы. Ол өзінің көбірек белгілі досы және әріптесі Карл Маркспен бірге коммунизм теориясын дамытып, Коммунистік партияның манифесі атты еңбекті жазды (1848).

-Әуелі астрономия, ол мал өсіретін және егін салатын халықтарға тіпті жыл мезгілдерін айыру үшін-ақ сөзсіз қажет.Астрономия тек математиканың көмегімен ғана дами алады. Сондықтан осы соңғымен де шұғылдануға тура келеді.Одан әрі жер кәсібінің дамуының белгілі сатысында және белгілі елдерде (Мысырда жер суару үшін суды жоғары көтеру),әсіресе қалалардың,ірі құрылыстардың пайда болуымен және қолөнер кәсібінің дамуымен бірге механика да дамыды.

Сонымен,аспан ғылымының тарихы ғасырлар түпкірінде басталды.Оның бізге белгілі алғашқы отаны-Мысыр(Египет).Ниль өзенінің тасуы мысырлықтарды үнемі күйзеліске ұшыратып отырды.Бертін Мысыр абыздары Сүмбіле жұлдызы туған кезде таситынын аңғарған.Міне,жұлдыздардың осындай ерекшеліктері де бар.


Лекция 15

Метагалактика және оның ұлғаюы.

Ғаламның қазіргі заманғы астрономиялық бақылаулар тәсілімен қамтылған бөлігін Метагалактика - деп атайды. Метагалактикада галактикалар аралығы ғарыш сәулелері өтіп жататын өте сиретілген галактикааралық газдармен толтырылған, онда гравитациялық және электрмагниттік өрістер, сол сияқты көрінбейтін зат массалары болуы мүмкін.

Өте шалғайдағы Метагалактикалық, объектілерден жарық бізге миллиардтаған жыл жүріп жегеді. Сонда да Метагалактиканы «бүкіл Ғаламмен» теңдестірудің негізі жоқ. Негізінде басқа, әзір бізге белгісіз метагалактикалар бар болуы мүмкін.

Сонымен, біз ұлғаюшы Метагалактикада өмір сүреміз. Бұл құбылыстың өзінше ерекшеліктері бар. Мысалы, біздің Күн жүйемізге, жұлдыздардың еселі топтарына немесе тіпті жеке галактикаларға ұқсас жүйелер Метагалактика ұлғаюына қатыспайды. Демек, Метагалактиканың ұлғаюы тек шоғырлар және галактикалардың аса шоғырлары, яғни құраушылары галактикалар болатын жүйелер деңгейінде ғана байқалады.

Метагалакьтканы бүкіл Ғаламмен тең қойып, Метагалактиканың ұлғаюы Ғаламды табиғаттан тыс, құдай жаратқан деген діни ұғымды дәлелдейді деп түсіндірмек болады. Бірақ Ғаламда өткен заманда бақыланған үлғаюға себеп боларлық табиғи процестер белгілі. Ең ықтимал процесс бұл қопарылыстар. Олардың ауқымы галактикалардың кейбір түрлерін оқыған кезде бізді таңдандырған болатын. Былайша пайымдауға болады: Метагалактиканың ұлғаюы да орасан зор температурасы мен тығыздығы бар заттың керемет қопарылысын елестететін құбылыстан басталған.

«Ыстық Ғалам» гипотезасы. Астрофизиктердің есептеулері ұлғаю бастала салысымен Метагалактика заты өте жоғары температурада болып және оның құрамында элементар бөлшектер (мысалы, нуклондар) мен олардың антибөлшектері болғанын көрсетеді. Ұлғаю барысында заттың тек температурасы мен тығыздығы ғана өзгеріп қоймай, сонымен қатар оған кіретін бөлшектер құрамы да өзгерген, себебі көпшілік бөлшектер мен антибөлшектер аннигиляцияланып электрмагнит сәуле шығару кванттарын тудырған. Осы заманғы Метагалактикада кванттар жұлдыздарды, ғаламшарларды және диффузиялық материяны құрайтын атомдардан анағұрлым көп болып шықты. «Ыстық Ғалам» деп жиі аталатын осы гипотеза бойынша аса тығыз заттың су тығыздығына жақын затқа айналуына бірнеше минуг қана жеткілікті. Бірнеше сағаттан соң тығыздық біздің ауамыздың тығыздығымен салыстырарлықтай болса, қазір миллиардтаған жылдар өткен соң Метагалактиканың орташа тығыздығын бағалау 10-28 кг/м3 -дей мәнді көрсетеді.

Орындалған есептеулер физика заңдарына негізделген. Осы заңдарды білу және заттың кеңістіктегі таралымына қайсыбір болжамдар жасау осыдан сан миллиард жыл бұрын болып өткен процестер туралы түсінік алуға мүмкіндік жасайды.

«Ыстық Ғалам» гипотезасын растайтын тәжірибелік дәлелдемелер бар ма? Мүмкін, біз қазір бұл сұраққа дұрыс жауап бере алатын шығармыз, себебі 1965 жылы Метагалактика заты бұрын өте ыстық және тығыз болған деген ойды растайтын жаңалық ашылған болатын. Ғарыш кеңістігі Метагалактика дамуының ешқандай жұлдыздар, галактикалар, тұмандықтар болмаған өте ерте кезеңінің хабаршылары болып табылатын электрмагниттік толқындарға толы болып шықты. Бұл электрмагниттік сәуле шығару реликт сәуле шығару деп аталады. Реликт сәуле бүкіл кеңістікті, бүкіл галактикаларды шарлап өтеді, ол Метагалактиканың ұлғаюына қатысады.

Реликт сәуле шығаруды 7,3 см толқындағы радио-бөгеуілдерді зерттеу үстінде, американдық ғалымдар кездейсоқ ашқан болатын. Бұл жаңалық ашу кездейсоқ болғанмен де, ең маңыздысы - реликт сәуле шығарудың бар екенін теоретиктердің алдын ала болжауы. Бұл сәуле шығаруды ең алгашқылардың бірі болып Дж. Гамов (1904-1968 ж.) үлкен қопарылыстан кейінгі алғашқы минуттарда химиялық элементтердің пайда болу теориясын қарастыра отырып, ашқан еді. Реликт сәуле шығарудың бар екенін алдын ала болжау және оны ғарыш кеңістігінен табу дүниені және оның заңдылықтарын танып-білудің тағы да бір мүлтіксіз мысалы.

Ғаламды зерттеулер Жердегі жағдайларда ашылған физика заңдарына негізделеді. Бұл заңдар Ғаламды зерттеудің осы заманғы әдістерін жасауға және осы күні белгілі ғарыштық құбылыстарды түсіндіруге мүмкіндік береді. Бірақ Ғаламды тану процесінде әзірше бізге белғісіз жаңа құбылыстар, ғарыш объектілерінің жаңа түрлері, энергияның жаңа қайнар көздері, сол сияқты жаңа заңдар да ашылуы ғажап емес.

Ғаламның космологиялық моделі. Астрофизика, галактикадан тыс астрономия, теориялық, физика және математиканың ең жаңа салаларының түйіскен жерінде астрономияның космология деп аталатын бөлімі орын алады. Космология жекелеген аспан денелері мен олардың жүйелерін ғана емес, біртұтас Ғалам құрылысын және онда болып жатқан процестерді зерттейді. Осы процестердің бірі Метагалактика ұлғаюымен сендер танысқан болатынсыңдар және осы құбылыстың ашылуын А.А.Фридман алдын ала болжап айтқанын білеміз. Ол біртекті және изотропты деп аталатын Ғаламның қарапайым математикалық үлгісін пайдаланды. Ғаламның ірі масштабты құрылымының қазіргі заманғы түсіндірмесі мұндай үлгіге қайшылық келтірмейді. Дегенмен әңгіме Ғалам құрылысы көрінісін қарапайымдау туралы болып отырғанын естен шығармау керек. Мұндай қарапайымдау ақиқат дүниеде өтіп жатқан күрделі процестерді математикалық зерттеу үшін қажет. Ғаламның құрылымы мен дамуы қарапайымдалған математикалық схемалар мен үлгілерден анағұрлым күрделі екені айқын.

Қазір Метагалактика ұлғаюда, ал алдағы уақытта онда не болмақ? А.А.Фридман теориясы Ғаламдағы орташа тығыздыққа байланысты әр түрлі мүмкіндіктерді жорамалдайды. Мысалы, егер материя тығыздығы 10-26 кт/м3 шамасынан кіші болса, онда біз «ашық» дүниеде, яғни галактикалар бір-бірінен ылғи алшақтайтын шексіз Ғаламда өмір сүреміз. Орташа тығыздық туралы мәліметтер (≈10-28 кг/м3) осы жағдайды меңзейтін сияқты. Бірақ, егер галактикалар мен галактика шоғырларында жасырын зат массалары бар екендігі көрсетілетін болса, онда орташа тығыздық басқаша болып шығады. Онда алда ұзақ уақыт өткен соң Метагалактика ұлғаюы сығылуымен алмасады. Бірақ дүние «тұйық» болған жағдайда да Ғаламның ешқандай шекарасы болмайды, ол шектеулі, бірақ шекарасыз. Мәселе мынада: заттың алып массалары кеңістікті қисайтады да, ол Евклидтік болмай қалады, онда жарық сәулелері түзу тарамайды, ал түзү сызық екі нүктенің ең жақын ара қашықтығы болмай шығады. Евклид кеңістігінде шексіздік пен шекарасыздық ұғымдары бірлесіп кетеді, мысалы, жазықтық шексіз және шекарасыз. Екі өлшемді Евклидтік емес қисайған кеңістікке сфера мысал бола алады. Сфераның шекарасы жоқ, ол шекарасыз, бірақ шектелген, және оның ауданын есептеуді біз білеміз. Үш өлшемді қисайған кеңістікті көз алдымызға елестету қиын, бірақ ол екі өлшемді Евклидтік емес кеңістік тәрізді шекарасыз және шектеулі болуы мүмкін.
Пән бойынша оқу- әдістемелік құралдар.

Ұсынылатын әдебиеттер тізімі.


Негізгі әдебиеттер:

  1. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. -М., Наука, 1983, 560с.

  2. Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чарушин В.М. Астрономия. -М.: Просвещение, 1983, 384с.

  3. Дагаев М.М. Сборник задач по астрономии. -М.: Просвещение, 1980, 128с

Қосымша әдебиеттер:



  1. Климшин И.А. Астрономия наших дней.-М:Наука,1980, 456с

  2. Воронцов-Вельяминов Б.А. Сборник задач и практических упражнений по астрономии.-М.Наука, 1977, 271с.

  3. Дагаев М.М. Лабораторный практикум по курсу общей астрономии.- М. Высшая школа, 1972, 281с.

Астрономиядан емтихан сұрақтары.




  1. Координата жүесі. Кульминация.

  2. Жарықтың көріну шарты.

  3. Эклиптика. Эклиптикалы координата жүесі.

  4. Күннің жыл бойындағы бірқалыпсыз қозғалысы. Жердің күн бойымен айналуы.

  5. Жұлдызды уақыт.

  6. Күндік уақыт.

  7. Уақытты өлшеу жүесі.

  8. Күнтізбе.

  9. Планеталардың көзге көрініс қозғалысы.

  10. Планеталар қозғалысының заңдары.

  11. Планеталар конфигурациялары.

  12. Астрономияда ара қашықтықты есептеу әдісі. Ара қашықтық бірлігі.

  13. жердің Күн бойымен айналуын дәлелдеу.

  14. Күннің тұтылуы. Тұтылу щарттары.

  15. Айдың тұтылуы. Тұтылу шарттары.

  16. Қозғалыстың айнымалығы жөнінде түсінік.

  17. Астрофотометрия принциптері. Погсон формуласы.

  18. Оптикалы телескоптар. Олардың сипаттамасы.

  19. Спектралді анализ негіздері

  20. Радиотелескоптар.

  21. Күннің негізгі сипаттамалары.

  22. Күн атмосферасы. Дақтар.

  23. Жер. Атмосферасы. Магнит өрісі.

  24. Жер топтары планеталарының сипаттамасы.

  25. Алыс планеталар сипаттамасы.

  26. Күн жүесіндегі кіші планеталар.

  27. Кометаның құрамы, метеорит ағындары.

  28. Күн жүесі осы заманға көз қарас.

  29. Жұлдыздар: температурасы, өлшемі.

  30. жұлдыздардың спектрлі жүесі.

  31. Герцпрунг- Рассель диаграммасы.

  32. Жұлдыздар түрі. Ішкі құрамы.

  33. Қос жұлдыздар жүесі.

  34. Жұлдыздардың физикалы айнымалылары.

  35. Жұлдыздық абсолют шама.

    Абсолютті шама, немесе модуль - x нақты санының төмендегідей жолмен анықталатын теріс емес сан. Белгіленуі - | x | .



  36. Галактикадағы диффузиялы материя.

  37. Жұлдыздық шоғырлар.

  38. Галактиканың спектрлі құрамы.

  39. Галактика түрлері.

  40. Хаббл заңдары.

  41. Галактиканың құрамы және физикалық қасиеттері. Квазарлар.

  42. Әлемнің дамуы. әлемнің қызу моделі.

СОӨЖ





Сабақ атаулары

Тақырып құрамы.




1 тақы- рып

Жарықтың көріну шарты. әр белдеудегі Күннің көзге көрініс қозғалысы.

(З) №15, 16, 17, 19, 21, 24, 29, 33, 35, 38, 42

(Д) № 111, 114, 118, 127, 132, 200, 205, 208, 210



5

2 тақы- рып

Уақыт. Уақытты өлшеу.

(З)№ 44, 47, 49, 51, 58, 59, 67, 68, 87, 89

(Д)№ 231, 233, 236, 227



5

3 тақы- рып

Планеталар конфигурациясы. Кеплер заңдары.

(З)№116, 118, 124, 128, 132, 133, 139, 140, 142, 146

(Д)№423, 427, 433, 446, 444



5

4 тақы- рып

Ара қашықтық. Өлшемдер. Күн жүесіндегі аспан денелері.

(З)№ 153, 154, 159, 160, 161, 168, 169.

(Д)№ 473, 475, 477, 479, 780.



5

5 тақы- рып

Екі дене есебі. Жердің жасанды спутниктерінің ара қашықтығын есептеу.

(З)№ 172, 178, 179, 183, 193, 211, 217, 218.

(Д)№662, 669, 675, 679, 709, 710,887,888.



5

6 тақы- рып

Жұлдыздардың фотометриясы. Жарық көздерінің жарқылы.

(З)№ 262, 266, 268, 270, 275, 276, 280,282, 283.

(Д)№ 844, 845, 996, 999, 1003, 1004.



5

Барлығы:







30

Лаборатория сабақтары.




№№


Лаборатория жұмыстарының атаулары.

Қажетті құралдар.

Сағат саны.

1

Аспан сферасы және коорд. жүесі. Аспан сферасының негізгі элементтеры. Жарық көздерінің әр белдеуде көріну шарттары.

Аспан сферасы моделі. Планеталар жарық көрініс шарты.

5

2

Жылыжмалы картамен жұмыс істеу.

Жылыжмалы карта. Астрономиялық календарь.

5

3

Жұлдыздық кіші атласпен танысу. Астрономиялық календарь мен анықтамаларды қолдану.

Жұлдызды атлас. Глобус.

5

Барлығы:







15

Студенттердің өздік жұмысы.






өздік жұмыстардың атаулары.

Сынақ түрі.

Сағат саны.

1

Жыл мезгілдерінің алмасуы. Күнтізбе. Күнтізбенің пайда болуы және тарихы. Жаңа және ескі стиль.

Талдау. Сұрақ.

5


2

Жердің күннің айналысындағы қозғалысын дәлелдеу. Параллакс. Жұлдыздар аберрациясы.

Талдау. Сұрақ.

5

3

Жер осінің прецессиясы. Оның салдары. Теңіздердің тасуымен тартылуы.

Талдау. Сұрақ.

5


4

Аспан денелерінің аатмосферадан тыс зерттеу әдістері.

Талдау. Сұрақ.

5


5

Күн жүесінің кіші планеталары. Астероидтар. Кометалар. Метеор ағындары. Планеталар серігі. Сақиналар.

Талдау. Сұрақ.

5


6

Қос жұлдыздар. Айнымалы жұлдыздар. Үкпілдектер. Үлкен периодтты жұлдыздар.

Талдау. Сұрақ.

5


Барлығы:







30
1   2   3   4   5   6   7   8   9

  • Фридрих Энгельс

  • жүктеу 1.46 Mb.