1 – модуль. Астрономия ғылымы. Аспан механикасы №1 дәріс Тақырып
жүктеу/скачать 2,95 Mb.
|
ЛЕКЦИЯ Астрономия
Азияның мұнай экспорттаушы елдері, 00068020-3fb6ab5c, bijigitov-electrodinamika, 3 тоқсан есеп(3), f6183452c791ee0
- Бұл бет үшін навигация:
- Мазмұны: қос және еселі жұлдыздар, тұтылушы қос жұлдыздар, айнымалы жұлдыздар туралы түсініктер беру.
| Әдебиет: 2/М.М.Дагаев, В.И.Демин, И.А.Климишин, В.И.Чаругин «Курс общей астрономии», Москва «Просвещение» 1983 - §120-§124 стр 268-277 ;
/П.И.Бакулин, Э.В.Кононович,В.И. Мороз«Курс общей астрономии» Москва «Наука» 1977 -§147,149,150151 стр 398 №12 дәріс Тақырып: Қос және еселі жұлдыздар. Тұтылушы қос жұлдыздар. Айнымалы жұлдыздар Мазмұны: қос және еселі жұлдыздар, тұтылушы қос жұлдыздар, айнымалы жұлдыздар туралы түсініктер беру.Дәрістің мазмұны.Қос және еселі жұлдыздар. Тұтылушы қос жұлдыздар. Айнымалы жұлдыздар. 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. №13 дәріс жүктеу/скачать 2,95 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|