«Астрономия» пәнінің оқу-әдістемелік кешені
Лекция 8 Хаббл эффектісі
жүктеу/скачать 3,77 Mb.
|
Лекция 8 Хаббл эффектісі Галактикалардың негізгі сипаттамалары. В. Гершель XVIII ғасырда аспандағы бақыланатын мыңдаған тұман тәрізді дақтарды (тұмандықтарды) ашып, оларды каталогқа тіркеді. Кейініректе олардың көбінесе спиральды тұрпаты бар екені аңғарылды. Американ астрономы Э.Хаббл (1889-1953) Андромеда шоқжұлдызы ішіндегі тұмандықтың фотосуретін түсірді. Сонда оның сансыз көп жұлдыздардан тұратыны көрінді. Тұмандық ішінен ол жаңа жұлдыздардың оталысын, шашыранды және шар тәрізді шоғырларды және цефеидтерді байқады. Осы цефеидтердің айну периодтары мен көрінетін жұлдыздық шамаларын анықтап, Хаббл олардың бәрі дерлік біздің Галактикадан тысқары өте алыста екенін тағайындады. Осы тұмандыққа шейінгі қашықтықты және оның бұрыштық өлшемін біле отырып, оның диаметрін сызықтық бірліктермен оңай есептеп табуға болады екен. Сонда Андромеда шоқжұлдызындағы спиральды тұмандық үлкендігі, біздің Галактика шамалас, өте зор жұлдыздық жүйе болып шықты. Біз қазір оған шейінгі қашықтық 2 миллион жарық жылына тең екенін білеміз. Біздің Галактиканың ішіндегі сияқты, оның ішінде де газды және тозаңды тұмандықтар бар. Андромеда шоқжұлдызындағы галактиканы біз оның осіне біршама көлбеу бұрышпен көреміз, сондықтан ол сопақтау болып көрінеді. Үшбұрыш шоқжұлдызы ішіндегі галактика да спиральды, көру сәулесіне оның көлбеулігі кемірек, сондықтан оның түрі бір басқа. Астрономдар біздің Галактиканың шегінен тысқарыдағы, өте көп ғаламат зор жұлдыздық жүйелерін тапты. Оларға біздің Галактикадан айырып, г а л а к т и к а л а р деген жалпы атау берді. Хаббл мынаны ашты: өте жарық жұлдыздарының көрінетін жарықтығы бойынша, қашықтықтағы бұрынырақ анықталған галактикалардың спектрлерінде сызықтар спектрдың қызыл жақ шетіне қарай ығысады екен. Осы қызыл ығысу галактикаға шейінгі қашықтыққа пропорционал болып өседі. Доплер эффектісіне сәйкес қызыл ығысу жарық көзінің бақылаушыдан қашықтап үдеп бара жатқанын көрсетеді. Қашықтау жылдамдығы ығысу шамасына, демек, қашықтыққа пропорционал. Галактикаларға дейінгі D қашықтық пен v жылдамдық арасындағы бақыланатын пропорционалдық Хаббл заңы деп аталады:  . Пропорционалдық коэффициент H Хаббл тұрақтысы деп аталады. H Хаббл тұрақтысының мәні шамамен  екендігі тағайындалды, яғни әрбір миллион парсек санының қашықтау жылдамдығы 100км/с - қа артады. Сол себептен алыстағы галактикаға дейінгі аралықты оның спектріндегі сызықтардың қызыл ығысуы бойынша анықтауға болады:
мұндағы v – қызыл ығысу бойынша анықталған жылдамдық. Егер мәселен, спектр сызығының ығысуына 10000 км/с сәйкес келетін болса, онда галактикаға шейінгі қашықтық 100 Мпк. Бұл әдіс жарықтағы галактикалардағы цефеидтер немесе аса жарық ерекше алаптар көрінбейтін жағдайларда да қолданылады. Өздерінің сыртқы тұрпаттары бойынша галактикалар спиральды, қисық және эллипстік галактикалар болып бөлінеді. Бақыланатын галактикалардың көбі – спиральды болып табылады. Біздің Галактика және Андромеда шоқжұлдызындағы галактика ең ірі спиральды галактикаларға жатады. Спиральды галактикалардың бәрі де бірнеше жүз миллион жылдық периодпен айналады. Олардың массалары Спиральды галактикалардың тармақтары, біздің галактиканыкі, ыстық жұлдыздардан, цефеидтерден, ерекше алыптардан, шашыранды жұлдыздық шоғырлар және газ тұмандықтардан тұрады. Галактикалар радиотолқындар шығарады. Радиосәулелер 21см-лік ұзындықта нейтрал сутегінен және де қылаң түсті тұмандықтардағы иондалған ыстық сутегінен шығады. Нейтралды сутегінің галактика массасының 10%-дей екенін тапты. Галактикаларда тозаң да бар. Олардың бар екені әсіресе бізге қырынан көрінетін, ұршыққа немесе жалпақ бұршаққа (жасымыққа) ұқсайтындарында жақсырақ байқалады. Галактика жазықтығының ұзына бойын қуалай қоңыр жолақ – тозаңды тұмандықтардың шоғыры өтеді. XVI ғасырдағы Магеллан экспедициясы кезінде аспанның оңтүстік жарты шарында байқалатын екі үлкен жұлдыздық бұлттарды Үлкен және Кіші Магеллан Бұлттары деп атайды. Олардың тұрпатсыз түрі қисық бұрыс кейіпті Галактикаларға жатқызады. Олар біздің галатиканың серіктері болып табылады. Соларға шейінгі қашықтық 150000 жарық жылына жуық. Олардың жұлдыздық құрамы спиральды галактикалардың тармақтарындағыдай, ал ядросы жоқ. Қисық галактикалар спиральдан аз да, әредік қана ұшырайды. Көп ұшырайтын – эллипстік галактикалар. Бұлардың түрі шар тәрізді жұлдыз шоғырына ұқсайды, бірақ өлшемдері жөнінен олардан анағұрлым ірілеу. Олар тым баяу айналады, сондықтан, шапшаң айналатын спиральды галактикалардай емес, тіпті қабыспаған деуге болады. Эллипстік галактикаларда ерекше алып жұлдыздар да, диффузиялық тұмандықтар да жоқ. Галактикалардың жарқырауы сан алуан. Алып галактикалардың абсолют жұлдыздық шамасы – 21-ге жуық. Осылардан бір жарым мың есе бәсеңдеу ергежейлі-галактикалар бар. Олардың абсолют жұлдыздық шамасы – 13-ке шейін. Академик В. А. Амбарцумян көптеген спиральды және эллипстік галактикалардың орталық аймақтарында –олардың ядроларында қопарылыс түріндегі құбылыстар өтіп, зор мөлшерде энергия шығарылады деп тұңғыш рет көрсетті. Кейбір галактикалық ядролардың қуатты рентген сәулелері – олардың қимыл-әрекетінің жоғары екенінің куәсі В. А. Амбарцумян сондай-ақ галактикалар бір ерекше тығыз «жұлдызға шейінгі заттан» түзілген деген болжам айтты. Оның ойынша, ол затта өздігінен уатылып, жұлдызға шейінгі денелердің ассоциациясын туғызады, ал бұлар уатылып, жұлдыздарды да, диффузиялық материяны да туғызады. Ядроларында күшті әрекет байқалатын, қуатты радиосәуле шығаратын және газдарды мол мөлшерде лақтырып шығаратын, галактикаларды ол жас галактикалар деп есептейді. Дегенмен, ғалымдардың дені толығырақ тексерілген жұлдыздар мен галактикалар Метагалактикадағы сутегі-гелий ортаның жеке бұлттарға ыдырау нәтижесінде пайда болды деген гипотезаны жақтайды. Осыдан кейін бұл бұлттар тартылыс есесінен сығылады. Шар тәрізді және эллипстік галактикалардағы жұлдыздардың түзілу процесі әрқашан аяқталды. Олардың жұлдыздыры – ең кәрі жұлдыздыр. Спиральдық және бұрыс кейіпті галактикаларда жұлдыздардың түзілуі әлі де өтуде.
Күннің және Айдың тұтылуы. Сарос-ұзақтығы 18 жыл 11,1/3 тәулікке тең Күн мен Айдың бірдей тұтылып тұратын уақыттарының арасындағы кезең. Бір саростың ішінде Күн орта есеппен 41рет , Ай 27-29 рет тұтылады. Бұл кезең тіпті Ертедегі Греция мен Египетте белгілі болып, Күн мен Айдың тұтылуларын алдын ала болжап айтуға мүмкіндік берген. Егер Ай өзінің Жер айналасындағы қозғалысында Жер мен Күннің арасында келіп қалса (бұл тек қана Ай туғанда болады), онда ол Күнді жауып қалуы мүмкін, онда Күн тұтылады, Ай Жерге көлеңке мен алакөлеңке түсіреді. Жерге Ай көлеңкесі түскен нүктелерде ол тұтылу жартылай болады. Жердің әр нүктесінде тұтылу әртүрлі көрінеді немесе тіптен көрінбейді, әрі ол әр түрлі уақытта басталады. Бұл айдың батыстан шығысқа қарай 1 км-с жылдамдықпен қозғалуынан болады. Күннің толық тұтылуы таңғаларлық көрініс болып табылады. Аспанда қара дөңгелекті және оның айналасындағы тамаша шұғыла –Күн тәжін көреміз. Ол Күннің қатты қызған атмосферасының жарқыраған сыртқы бөліктері. Күннің толық тұтылуы кезінде тез қараңғы түседі. Бүкіл көкжиекте қызғылт шапакка ұқсайтын жарқырау байқалады. Бұл –Ай көлеңкесі конусынан тысқары жатқан Жер атмосферасының Күнмен жарықтанғаны. Аспанда жұлдыздар мен планеталар көрінеді. Ауа температурасы төмендейді, тіпті шық пайда болады. Толық тұтылу көбінесе 2-3 минутқа созылады және ұзақтығы 8 минуттан (7 мин 40 с),аспайды. Ол жерде бір жарым жылда бір рет болады, бірақ Жердің бір орнында қайтадан болуы өте сирек, шамамен 200-300 жылда 1 рет болатын құбылыс. Мысалы, Мәскеуде толық Күн тұтылу -1476 жылы 25 ақпанда, Солтүстік Қазақстанда 1981 жылы 31 тамызда, ал Германияда 1999 жылы 8 тамызда байқалды. Келесі толық Күн тұтылуын қазақстандықтар Атырау қаласы маңайында 2006 жылы 29 наурызда, ал мәскеуліктер 2126 жылы 16 қазанда байқайтын болады. Жер мен Айдың қозғалыстары жақсы зерттелгендіктен толық Күн тұтылуының уақыты мен орнын дәл есептеп шығаруға болады. Айдың тұтылуы. Ай Жердің көлеңке аймағына енгенде , Ай тұтылуы басталады. Ай тұтылуы тек Айдың толған кезінде, яғни Ай аспанында Күнге қарсы нүктесі маңайында болған кезінде байқалады. Бұл уақытта Ай жерге өзінің барлық жарықталған жарты шарымен қарайды. Ай батыстан шығысқа қарай қозғалғандықтан, Жер көлеңкесіне бірінші болып Айдың шырыс сол жақ шеті көрінеді. Оның бетінде біртіндеп үлкейетін кішкене кетік пайда болады. Ай орақ пішінін қабылдайды. Егер толық Ай өзінің Жер айналасындағы қозғалысында толығымен Жердің Көлеңкесіне енсе, онда Айдың толық тұтылуы болады. Егер ол көлеңке шетін жанап өтсе, онда тұтылу жартылай болады. Айдың толық тұтылуы ұзаққа созылады,екі сағат (1сағ 40 мин) дерлік болуы мүмкін. Жердің барлық нүктелері үшін ол бір уақытта басталып және бір уақытта аяқталады, әрі Айға қараған Жердің бүкіл жарты шарында бірдей байқалады. Ай толық тұтылғанда, әдетте Ай аса қараңғы болыа немесе толық көрінбей қалмайды. Бұл жердің атмосферасының бар болуымен түсіндіріледі. Жер атмосферасынан сынған Күн жарығы оған қызғылт түс беріп таралады және бір жағынан Ай дискісін жарықтандырады. Жарықтанған Жер мен Ай конусша көлеңке түсіреді және конусша шала көлеңке түсіреді. Жер көлеңкесіне Ай жарым-жартылай кіргенде, Айдың толық және шала тұтылуы болады. Толық Күн тұтылуы Жерге Ай көлеңкесінің дағы түскен орыннан ғана көрінеді. Дақтың диаметрі 250 км-ден артпайды, сондықтан бір мезгілде Күннің толық тұтылуы тек Жердің азғана бөлігінде көрінеді. Толық тұтылу фазасы 7 минут 70 секундтан артыққа созылмайды. Жерге Айдың шала көлеңкесі түскен орындарда Күннің шала тұтылуы байқалады. Жердің Айдан және Күннен қашықтықтары аздап өзгеруі салдарынан Айдың көрінерлік бұрыштық диаметрі Күндікінен бірде үлкенірек, бірде кішірек, ал бірде оған тең болып қалады. Күннің толық тұтылулары ғылым үшін ерекше қызық, ал олар бұрын қараңғы адамдарды қатты үрейлендіретін. Егер Ай орбитасының жазықтығы эклиптика жазықтығымен дәл беттессе, онда әрбір жаңа айда Күн тұтылуы, ал әрбір толған айда Ай тұтылуы болып тұрады. Ортағасырлық Шығыс ғалымы, Хорезмде туылған Мұхаммед ибн Ахмед әл –Бируни (973-1048 жж.) Ай тұтылуы кезінде, Ай түсінің өзгеруін, Күннің толық тұтылуы кезіндегі Күн тәжі құбылысын бақылап және суреттеп жазған. Ол Жердің Күнді айнала қозғалуы туралы ойын айтты және геоцентрлік теорияны жетілмеген деп есептеді. Күн-Жұлдыз. Ғаламдағы негізгі жарық көздері- жұлдыздар. Барлық жұлдыздардың ішінен өзіміз оның дөңгелегін көре алатын Күн-бізге ең жақын жұлдыз. Күн –кәдімгі жұлдыз,сондықтан оны жалпылама зерттеу жұлдыздар табиғатын түсінуге көмектеседі. Ол Күн жүйесіндегі орталық және ең орасан зор дене болып табылады. Күннің массасы Жердің массасынан 333 000 есе үлкен және басқа барлық планеталарды бірге алғандағы массадан 750 есе асап түседі. Күн -өздігінен сәуле шығаратын зор энергия көзі. Ол күн жүйесіндегі барлық денелерге –сәуле шығару арқылы күшті әсер етеді: оларды қыздырады,планеталар атмосферасына әсер етеді, жердегі тіршілікке қажетті жарық пен жылу береді, барлық өсімдік пен жануарлар әлемінің өмір сүруін қамтамасыз етеді. Күн энергиясының біраз бөлігі тас көмір, мұнай және басқа пайдалы қазбалар түрінде Жер астында сақталған. Шар тәріздес Күн бізге жарқыраған дөңгелек болып көрінеді. Радиусы Күннің радиусы болып саналатын Күннің көрінетін беті фотосфера деп аталады. Бұл радиус Жердің 109 радиусына тең. Күннің көлемі Жердің көлемінен 1300000 есе артық. Күн бетіндегі физикалық тұрақтының мәні Жер бетіндегіден 28 есе артық және 274 H/кг тең. Күн затының орташа тығыздығы p = 1410 кг/м3, яғни судың тығыздығынан сәл көптеу. Күннің толық сәуле шығару қуаты, яғни оның жарықтығы шамамен 4*1023 кВт. Күннің тиімді температурасы шамамен 6000 К-ге тең. Бірақ жер күннен оның шығаратын энергиясының шамамен 1/2000000000 (0.5*10-9) бөлігін алады. Барлық жұлдыздар сияқты Күн –қызған газ шары. Негізінен, ол гелий қоспасы (он пайыз) бар сутектен тұрады. Күн затты қатты иондалған, яғни атомдар өздерінен сыртқы электрондарын жоғалтқан және олармен бірге иондалған газдың плазманың еркін бөлшектеріне айналған. Күн қойнауында пайда болатын энергия ағыны сыртқы қабаттарға , беріледі және барған сайын көптеген аумақты қамтиды. Осының нәтижесінде, күн газдарының температурасы орталықтан қашықтаған сайын азаяды. Күн атмосферасын шартты түрде бірнеше қабаттарға бөледі. Атмосфераның қалыңдығы 200-300 км болатын ең терең қабаты фотосфера деп аталады (жарық сферасы). Одан Күннің барлығына жуық жарық энергиясы шығады. Сондықтан фотосфераның сыртқы қабаттарының температурасы 8000 К-нен 4000 К-ге дейін қатты салқындайды. Бірақ атмосферадағы осы температура, алдымен жайлап, соңынан тез жоғарылай бастайды. Күн атмосферасының бұл аймағы хромосфера ден аталады. Оның температурасы ондаған және жүздеген мың кельвинге жетеді. Ол күннің толық тұтылуынан сирек болатын сәттерінде, Айдың қара дөңгелегінің айналасында жарқыраған қызғылт жиек түрінде көрінеді. Хромосферада жоғары Күннің радиусындай аралықта Күн газдараның температурасы өзгермейді. Бұл сиретілген және ыстық қабық күн тәжі деп атлады. Күн тәжінің шұғыла шашқан түрін Күн тұтылуының толық фазасы кезінде көруге болады. Осы кезде ол таңғажайып әдемі көрініс береді. Әрі қарай, күн тәжінің газы планета аралық кеңістікте таралып, Күннен тұрақты таралатын күн желі деп аталатын ыстық сиретілген плазма ағынын құрайды. Күннің бақыланатын жарқырауы ұзақ уақыт бойы сақталуы үшін оның ішкі энергиясының жеткілікті қорлары және бұл энергияны сәуле шығару энергиясына айналдырып, өңдейтін процестер қажет. Күн қойнауында термоядролық –реакциялар жүреді, оның нәтижесінде әлемдік кеңістікке шығатын энергия мөлшері бөлінеді. Соңғы мәліметтер бойынша Күннің жасы 5-109 жыл шамасында. Оның жарқырауы немесе толық сәуле шығару қуаты осы уақыт аралығында айтарлықтай өзгерген жоқ. Сондықтан күн затының ішкі энергиясының қоры өлі миллиардтаған жылдарға жетуі тиіс. Күн –Жер байланыстары. Күн Жерде болатын құбылыстарға үлкен ықпалын тигізеді. Ол Жер бетінің негізгі жылу көзі болып табылады. Күн Жерді жарықтандырып және жылытып қана қоймайды, сонымен қатар шамамен 11 жыл сайын болып тұратын күн белсенділігі –бірқатар геофизикалық құбылыстардың тууына жол ашады. Мысалы, сендер жарқ етіп от алу кезінде зарядталған бөлшектер ағыны Жердің магнит өрісіне қатты әсер ететінін және магниттік дауылдар зарядталған бөлшектерді атмосфераның ең төменгі қабаттарына алып келеді, осыдан полярлық шұғылалар пайда болады. Күннің қысқа толқынды сәуле шығару радиотолқындардың таралуына күшті әсер етеді, кей кезде родио байланыс бұзылады, Күндегі белсенді процестер жанама түрде органикалық әлемнің, яғни жануарлар мен өсімдіктердің күрделі процестеріне де әсер етеді. Бұл әсерлер мен олардың жүру механизмін қазіргі уақытта ғалымдар зерттеуде. Лекция 10 КҮН ЖҮЙЕСІНЕ ШОЛУ Өздерінің физикалық сипаттарына қарай ғаламшарлар — Жер тобы ғаламшарлары және алып ғаламшарлар деп екі топқа бөлінеді. Біз екі топтағы ғаламшарлардың да негізгі ерекшеліктеріне шолу береміз, оның негізінде сендер әрбір ғаламшарларға сипаттама бере алатын боласыңдар. 1. Жер тобы ғаламшарларының жалпы сипаттамасы. Жер тобына жататын ғаламшарлар — Меркурай (36-сурет), Шолпан (37-сурет), Жер (38-сурет), Марс (39-сурет) — олардың көлемдері мен массалары үлкен емес (VI қосымшаны қар.), бұл ғаламшарлардың орташа тығыздықтары судың тығыздығынан бірнеше есе асып түседі; олар өз осьтерінен баяу айналады; олардың серіктері де аз (Меркурий мен Шолпанда мүлдем жоқ, Марста — екі кішкентай, ал Жерде — біреу). Жер тобы ғаламшарларының ұқсастықтарымен қатар шамалы айырмашылықтары да бар. Мысалы, өзге ғаламшарлармен салыстырғанда Шолпан өзінің осінен Күнді айнала қозғалатын өз бағытына қарама-қарсы бағытта, әрі ол Жерден 243 есе баяу айналады (Шолпандағы жыл мен тәулік ұзақтығын салыстырыңдар). Меркурийдің Күнді айнала қозғалу периодын (яғни бұл ғаламшардың жылы) оның өз осінен айналу периодынан (жұлдыздарға қатысты алғанда) 1/3-ге ғана ұзақ. Жер мен Марс осьтерінің олардың орбиталары жазықтығына ауытқу бұрыштары шамамен бірдей, ал Меркурий мен Шолпан тіптен басқаша. Ал бұл жыл мезгілдерінің алмасуы сипатын анықтайтын себептердің бірі екенін сендер білесіңдер. Олай болса Жердегі сияқты жыл мезгілдері Марста да бар (әрине, ондағы әрбір жыл мезгілі Жердегіге қарағанда екі еседей ұзағырақ). Бірқатар физикалық сипаттарына қарағанда Күн жүйесіндегі 9 ғаламшардың ішіндегі ең кішісі — алыстағы Плутон да Жер тобы ғаламшарларына жатуы ғажап емес. Плутонның орташа диаметрі — 2260 км. Плутонның серігі — Харонның диаметрі одан екі есе кіші. Сондықтан да Плутон — Харон жүйесі де Жер — Ай жүйесі сияқты „қос ғаламшар" болып табылады. 
36-сурет. Меркурий (жақын қашықтықтан түсірілген сурет). 
37-сурет. Шолпан (АҒБ-тен жіберілген суреттердің бірі). жүктеу/скачать 3,77 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
Күн массасына тең.