1 – модуль. Астрономия ғылымы. Аспан механикасы №1 дәріс Тақырып
Әдебиет: 1/Д.И.Кенжалиев «Аспан механикасы» 2007 Орал –-§10–§13 43-70 бет; 2/
жүктеу/скачать 2,95 Mb.
|
ЛЕКЦИЯ Астрономия
- Бұл бет үшін навигация:
- Мақсаты: астрофизика, астрофотометрия туралы түсінік беру, Погсон формуласын оқыту, спектрлік талдау негіздерін баяндау.
| Әдебиет: 1/Д.И.Кенжалиев «Аспан механикасы» 2007 Орал –-§10–§13 43-70 бет;
2/М.М.Дагаев, В.И.Демин, И.А.Климишин, В.И.Чаругин «Курс общей астрономии», Москва «Просвещение» 1983 - §64-§66 стр 123-131, -§72 стр 140; 3/П.И.Бакулин, Э.В.Кононович,В.И. Мороз«Курс общей астрономии» Москва «Наука» 1977 -§40-§44 стр79-87 №7 дәріс. Тақырып: Астрофизика пәні. Астрофотометрия негіздері. Погсон формуласы. Спектрлік талдау негіздері Мақсаты: астрофизика, астрофотометрия туралы түсінік беру, Погсон формуласын оқыту, спектрлік талдау негіздерін баяндау.Дәрістің мазмұны.Астрофотометрия негіздері. Погсон формуласы. Спектралдық анализ негіздері Сәуле шығару заңдары. Доплер принципі. 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 290,5 270,3 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. 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. жүктеу/скачать 2,95 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|