Қазақстан республиасының білім және ғылым министрлігі

Дәріс мазмұны.

1. 
   Жұлдыздар, оларға дейінгі қашықтық
   
2. 
   Кәдімгі (нормалды) жұлдыздар
   
3. 
   Жарқырау және абсолюттік жұлдыз шамасы
   

Теориялық астрофизиканың әдістері жұлдыздардың негізгі сипаттамаларын пайдалана отырып олардың атмосферасындағы және ішіндегі физикалық шарттарды табуға және олардың эволюциясын бақылауға мүмкіндік береді.

Жұлдыздарға дейінгі қашықтық өте үлкен. Күн жүйесіне ең жолдын жұлдыз 4,2 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Жұлдыздарға дейінгі қашықтықта анықтау үшін екі әдіс қолданылады. Бірінші әдіс – ол жұлдыздың жылдық параллапсын қолдану.

,

мұндағы - секундпен бейнеленген жұлдыздың жылдық параллаксы, а – астрономиялық бірлік.

Екінші әдіс – спектралды параллакстар әдісі. Бұл әдісте жұлдыздың жарқырау мен оның спектріндегі анықталған сызықтарының қарқындылықтарының қатынасы арасындағы эмпирикалық байланыс қолданады.

Тригонометриялық әдіске қарағанда спектралды параллакстар әдісінің артықшылығы - ол спектрі белгілі өте алыста орналасқан жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтауға мүмкіндік береді. Сондықтан бұл әдіс астрономияда өте мағыналы рөл атқарады.

Кәдімгі (нормалды) жұлдыздар.

Жұлдыздар арасында айырмашылық көп болады. Бірақ олардың ішінде ортақ қасиеттері болатын жұлдыздардың жеке топтарын айыруға болады. Мұндай бөлу барлық кездесетін жұлдыздар көпшілігін зерттеу үшін керек. Осы топтардың ішінде ерекше қасиеттері болатын (серіктері болатын, жылпылдайтын, жарылатын және т.б.) жұлдыздар топтары ерекше қызықты. Мұндай ерекше қасиеттері жоқ жұлдыздар кәдімгі немесе нормалды жұлдыздар деп аталады.

Кәдімгі жұлдыздарды зерттеу барлық жұлдыздардың физикалық негізделген топтастыру принциптерін табуға мүмкіндік береді. Жұлдызды аспанмен танысқанда, жұлдыздардың түстерінің айырмашылығы өзіне назар аударады. Бұл айырмашылық олардың спектрлерін қарағанда көбірек бақыланады. Көбінесе жұлдыздардың спектірі үстінде жұтылудың спектралды сызықтары көрінетін үздіксіз болады. Кейбір жұлдыздардың спектрлерінде жарық (эмиссиялық) сызықтар бақыланады.

Спектралдық классификация дамытына бастағанда спектрлердің мағыналы ерекшеліктері жұлдыздардың физикалық қасиеттерінің айырмашылығына тәуелді екендігі түсінікті болды.

Жұлдыздардың көпшілігінің спектрлерін тізбек түрінде орналастыруға мүмкіндік пайда болды. Бұл тізбек бойынша кейбір химиялық элементтердің сызықтары ақырындап әлсірейді, басқаларының – күшееді. Өзара ұқсас спектрлер спектралдық класстарға біріктіріледі. Олардың арасындағы кішкентай айырмашылықтары шағын класстарды анықтауға мүмкіндік береді. Одан әрі өткізілген зерттеулер әр түрлі класстарға жататын жұлдыздардың температурасында айырмашылығы бар екендігін көрсетті.

Жұлдыздың кейбір спектралдық класста немесе шағын класста жататындығының сандық критерий ретінде анықталған спектралдық сызықтарының қарқындылықтарының қатынасы алынады. Спектралдық классификациясының бұл принципін ХХ ғасырдың басында алдымен Гарвард обсерваториясында қолданды. Жұлдыздардың Гарвард классификациясы қазіргі спектралдық классификациясының негізінде жатыр.

Гарвард классификациясында спектралдық класстар латын алфавиттің әріптерімен белгіленеді: W, O, B, A, F, G, K және M.

Вольф-Райс жұлдыздары (W) . Бұл – спектрлерінде иондалған және бейтарап гелийдің жарық эмиссиялық сызықтары болатын ең ыстық жұлдыздар. Олардың бетіндегі температурасы Т45 000К.

0 классы. Бұл классы жататын жұлдыздардың үздіксіз спектрлерінің ультракүлгін облысының қарқындылығы өте жоғары болады, сондықтан олардың жарығы көкшіл болып көрінеді. Температурасы 35 000 45 000 К аралығында.

В классы. Бейтарап гелийдің сызықтарының қарқындылығы максимумға жетеді. Сутегінің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі ақ-көкшіл. Мысалы, бұл классқа жұлдыз – Дева шоғырдың -сы (Спика). Температурасы 22 000 – 16 000 К аралығында.

А классы. Сутегі сызықтары максимумға жетеді. Иондалған сызықтары жақсы көрінеді, басқа металлдардың сызықтары көрінеді. Жұлдыздардың түсі ақ. Бұл классқа түнде ең жарық боп көрінетін Вега және Сириус жатады. Температурасы жуық шамамен 10 500 К.

F классы. Сутегі сызықтары әлсірей бастайды. Иондалған металлдардың сызықтары күшееді (ерекше темірдің, кальцийдін, титаннын). Түсі сарғыш. Бұл классқа, мысалы, Малый Пес шоғырының -сы жатады (Процион). Температурасы жуық шамамен 8000 К.

G классы. Металлдардың көп сызықтарының арасында сутегі сызықтары әрен көрінеді. Иондалған кальцийдің сызықтары өте қарқынды. Жұлдыздардың түсі сары, температура жуық шамамен 6000 К. Бұл классқа біздің Күн жатады.

К классы. Сутегі сызықтары металлдардың қарқынды сызықтарының арасында көрінбейді. Жұлдыздардың түсі қызғылтым. Температурасы жуық шамамен 440 К. Бұл классқа, мысалы, Арктур және Альдебаран деп аталатын жұлдыздар жатады.

М классы. Қызыл жұлдыздар. Металлдар сызықтары әлсірейді. Температурасы жуық шамамен 3300К. Мұндай жұлдыздарға Бетельгейде жатады.

Жарқырау және абсолюттік жұлдыз шамасы.

Жұлдыздың барлық жақтарға уақыт бірлігінде шығаратын энергия мөлшерін, яғни энергия ағының оның жарқырау деп атайды. Жұлдыздар бізден өте үлкен қашықтықта болғандықтан, оларды нүктелік нысандар деп есептеуге болады. Олар Жер бетінде анықталған жарықтануды туғызады.Бұл жарықтану, арнайы логарифмдік шкала бойынша өлшенген, ерекше өлшембірліктермен – көрінетін жұлдыз шамамен бейнеледі.

Бірақ көрінетін жұлдыз шамалар жұлдыз жарқырау туралы және оның бетінің жарығы туралы ешқандай мәлімет бермейді. Сондықтан атсрономияда абсолюттік жұлдыз шама деген ұғым енгізген.

Абсолюттік жұлдыз шама деп 10 ПС қашықтықтан бақылағандағы жұлдыздың көрінетін жұлдыз шамасын айтады. Жұлдыздың көрінетін жұлдызшамасы, абсолюттік жұлдыз шамасы және жұлдызға дейінгі қашықтық арасында байланыс мына формуламен бейнеленеді:

М m + 5 – 5 lg r ,

мұндағы m – көрінетін жұлдыз шамасы, М – абсолюттік жұлдыз шамасы, r – парсекпен бейнеленген жұлдызға дейінгі қашықтық.

Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:

1. 
   Жұлдыздың негізгі қасиеттері нелерге тәуелді болады?
   
2. 
   Жұлдыздарға қашықты анықтаудың қандай әдістерін білесіндер?
   
3. 
   Жұлдыздардың спектралдық класстары және шағын класстары дегеніміз не?
   
4. 
   Жұлдыздардың Гарвард классификациясын түсіндіріндер.
   
5. 
   Жұлдыздың жарқырау дегеніміз не?
   
6. 
   Жұлдыздың абсолюттік және көрінетін жұлдыз шамалар арасындағы байланысты көрсететін формула жазып, түсіндірме беріндер.
   

1. 
   Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
   
2. 
   Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
   
3. 
   Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
   
4. 
   Әбишев Х. Аспан сыры. – Алматы, 2009
   
5. 
   Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. – М.: Наука, 1977
   
6. 
   Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. – М.: Наука, 1980
   

1. 
   Қос жұлдыздар.
   
2. 
   Айнымалы және стационарлық емес жұлдыздар
   
3. 
   Жұлдыздардың эволюциясы
   

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.

Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:

1. 
   Қандай қос жұлдыздарды білесіндер?
   
2. 
   Қос жұлдыздар қалай қозғалады?
   
3. 
   Қандай жұлдыздарды цереидтер деп атайды?
   
4. 
   Жаңа және асқынжаңа жұлдыздарға анықтама беріндер.
   
5. 
   Жұлдыздардың эволюциясы.
   

Қолданылатын әдебиет:

1. 
   Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
   
2. 
   Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии.- М.: Наука,1974.-512 с.
   
3. 
   Дагаев М.М., Демин В.Г., Климишин И.А., Чаругин В.А. Астрономия. (уч. пос.)- М.: Просвещение, 1983.
   
4. 
   Әбишев Х. Аспан сыры. – Алматы, 2009
   
5. 
   Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. – М.: Наука, 1977
   
6. 
   Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. – М.: Наука, 1980
   

1. 
   Галактикадағы жұлдыздардың қозғалысы
   
2. 
   Жұлдыздардың жинақтары
   
3. 
   Жұлдыздардың пайда болуы
   

Біздің Галактикада 1 миллиардқа жақын жұлдыздар бар. Ол диск терізді болады. Галактиканың қалындығы 25 кпс жақын, ал диаметрі оңшақты есе үлкен болады. Біздің Күн Галактика ортасынан оның радиусының 2/3 бөлігінде орналасқан. Галактика ортасына жақындай бергенде жұлдыздар орналасуының тығыздығы өсе береді. Галактика ортасына жақын облыста жұлдыздардың саны шұғыл өседі. Бұл облыста Галактика ядросы деп атайды. Кейбір астрономдар бұл облыста үлкен Қара аланда болу мүмкін деп есептейді.

Галактикадағы жұлдыздар әр түрлі бағыттар бойынша қозғалу мүмкін, бірақ барлығы Галактиканың айналуына қатысады. Бұл айналудың бірнеше ерекшеліктері болады. Біріншіден, Галактика ортасынан алшақтай берсек, айналудың бұрыштық жылдамдығы азая береді. Екіншіден, айналудың сызықты жылдамдығы алдымен ортасынан алшақтай бергенде өсі береді, Күннің қашықтығында ол 240 км/с максимал мәнге жетеді, одан әрі ақырындап азая береді.
Жұлдыздардың жинақтары

Жоғарыда айтылғандай, жұлдыздар Галактикада біртексіз таралған. Олардың таралу тығыздығы орта жазықтыққа жақындағанда және ортасына жақындағанда өседі. Онымен бірге жұлдыздар жұлдыздардың жинақтары деп аталатын өзара динамикалық байланысы болатын жұлдыздардың топтарын түзеді. Сыртқы түрі бойынша жұлдыз жинақтары екіге бөлінеді: шашыраған жинақтар және шар тәрізді жинақтар.

Шашыраған жұлдыз жинақтарындағы жұлдыздардың саны бірнеше жүзден аспайды және өлшемдері 2-ден 20 пс дейін болады. Біздің Галактикадағы бірінше оң мың шашыраған жұлдыздар жинақтары болу мүмкін.

Шар тәрізді жұлдыздар жинақтарында жұлдыздар саны жүздеген мыңдарға жетуге мүмкін және олар тығыз орналасқан, себебі олардың диаметрі орташа алғанда 40 пс жұық болады.

Жұлдыздардың пайда болуына екі пікір бар. Көп зерттеушілер жұлдыздар олардың арасындағы диффузиялық ортадан пайда болады деп есептейді. Егер газ және тозанмен толтырылған облыста диффузиялық материяның массасы анықталған кризистік мәннен асып көтсе, бұл көлімдегі материя гравитациялық күштер әсерінен қысыла бастайды. Мұндай жағдай кездейсөқ флуктуациялар нәтижесінде пайда болу мүмкін.

Кейбір ғалымдар басқаша ойлайды. Олар жұлдыздар табиғаты белгісіз тығыз денелердің кеңею нәтижесінде пайда болады деп есептейді.

Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:

1. 
   Біздің Галактикадағы жұлдыздардың саны қанша?
   
2. 
   Галактикада жұлдыздар қалай қозғалады?
   
3. 
   Жұлдыз жинақтарының қандай түрлерін білесіндер?
   
4. 
   Олардың ерекшеліктерін түсіндіріндер
   
5. 
   Жұлдыздар пайда болуына қандай пікірлер бар?
   

1. 
   Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
   
2. 
   Монтенбрук О.,Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. - СПб.: Питер,2002.-320с.
   
3. 
   Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
   

1. 
   Галактикалардың түрлері, олардың құрылысы мен физикалық сипаттамалары
   
2. 
   Галактикалардың ядросының белсенділігі және квазарлар
   
3. 
   Галактикалардың кеңістіктік таралуы және эволюциясы
   

Барлық галактикалар сыртқы формасы бойынша 4 негізгі түрлерге бөлінеді:

1. 
   Эллиптикалық галактикалар (Е);
   
2. 
   Спиральді галактикалар (S);
   
3. 
   Дұрыс емес галактикалар (I);
   
4. 
   Пекулярлық галактикалар.
   

Спиральді галактикаларға бақыланатын галактикалардың жартысынан көбі жатады. Олардың ортасындағы ядросынан бірнеше спираль тәрізді тармақтары шығады.

Дұрыс емес галактикалардың ортасында ядро болмайды және жұлдыздар орналасуында ешқандай симметрия бақыланбайды. Олардың жарықтануы төмен болады.

Пекулярлық галактикаларда жоғарыда қарастырылған түрлерге жатқызуға мүмкіндік бермейтін кейбір ерекшеліктері болады.

Бір түрге жататын галактикалардың да массасы, жарықтануы және өлшемдері бойынша айырмашылықтары үлкен бөлу мүмкін.

Галактикалардың айқын көрінетін шегі сирен кездеседі, ал ең үлкен спиральді және эллиптикалық галактикаларда жұлдыздар ортасынан 15-20 кпс қашықтықта бақыланады.

Галактикалардың айналатын қасиеті болады, олардың сыртқы бөліктерінің айналу периодының реті жыл. Егер ергежел галактикаларды есептемесек, галактикалардың орташа массасы Күн массасына тең болады.
2. Біздің Галактикаға ұқсас галактикалардың ядроларының белсенділігі төмен болады. Кейбір спиральді галактикалардың спектрлерін талдағанда. Олардың ортасында энергияның өте үлкен мөлшерін шығаратын табиғаты мүмкін жұлдыз емес нысанның болатындығы туралы ой келеді.

Сейферт галактикалар деп аталатын галактикалардың ортасынан жылдамдығы 8500 км/с жететін газ газ бұлттарының қозғалысы бақыланады.

Кейбір жарылатын галактикалардың әр түрлі жақтарға таралатын толық масса Күн массасы тең болады.

Барлық галактикалар радиотолқындарды шығарады. Бірақ кейбір галактикалар шығаратын радиотолқындардың ағыны олардың оптикалық нұрының қуатына тең немесе үлкен болады. Мұндай галактикаларды радиогалактикалар деп атайды. Мысалы, Ақку А деп аталатын радиогалактикаға қашықтық 170 Мпс. Одан келетін радиотолқындар қуаты олар энергиясы Дж тең жарылыс нәтижесінде пайда болатындағын көрсетеді.

1963 ж. бізден 500 млн. пс және одан үлкен қашықтықта орналасқан жұлдыздарға ұқсас нысандар ашылған. Қазіргі заманға дейін 200 астам квазарарлар деп аталатын осындай нысандар зерттелген. Олардың өлшемдері онша үлкен болмасада (бірнеше оң мың а.б.), шығаратын оптикалық нұрдың қуаты жүздеген ең жарық галактикалардың қуатына жақын.

Квазарлардың ең ғажап қасиеті – олардың оптикалық және радиодиапазондағы нұрдың айнымалылығы. Жарықтанудың тербелістерінің периоды, өзгеріп тұрады және 1 аптағада тең болу мүмкін. Квазарлардың табиғаты әлі белгісіз.

3.Кәдімгі жағдайда Галактикалар оңшақты мүше кіретін топтар түрінде кездеседі. Жиі жағдайда бұл топтар мындаған галактикалар кіретін жинақтарға қосылады. Біздің Галактика үш алпауыт спиральдың галактика (біздің Галактика, Андромеда және тағы бір галактика) және 15 жуық ергежелі эллиптикалық және дұрыс емес галактикалар тұратын Жергілікті топтың құрамына кіреді.

Жұық шамамен галактикалардың жинақтарының өлшемгі 3 Мпс болады. Жеке жағдайларда олардың диаметрлері 10-20 Мпс дейін болуы мүмкін.

Кейбір пікірлер бойынша галактикалардың жинақтары тағы бір жүйені – Асқынгалактиканы түзеді. Оның диаметры 50 Мпс, ал массасы Күн массаларына тең болу мүмкін.

Қазіргі көзқарас бойынша галактикалар негізінде сутегіден тұратын газ бұлттардан пайда болады. Газ бұлттың концентрациясы ортасында жоғары болады. Алдымен газ бұлттың формасы сфералық болған. Егер газ бұлттың айналу жылдамдығы кішкентай болса, оның ішіндегі магнит өріс әлсіз болып, газ қысылып, эллиптикалық галактика ауысады. Тез айналатын сфералық бұлттың магнит өрісі күшті болып оның әсерінен бұлт спираль галактикаға ауысады.

Игеру деңгейін бақылау сұрақтары:

1. 
   Барлық галактикалар формасы бойынша қалай бөлінеді?
   
2. 
   Галактикалардың өлшемі мен айналу периоды қандай?
   
3. 
   Қандай галактикаларды радиогалактикалар деп атайды?
   
4. 
   Квазорлар дегеніміз не?
   
5. 
   Біздің Галактика кіретін Жергілікті топтың құрамын айтындар
   
6. 
   Галактикалардың эволюциясын түсіндіріндер
   

1. 
   Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. - М.: УРСС,2001.-544с.
   
2. 
   Монтенбрук О.,Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. - СПб.: Питер,2002.-320с.
   
3. 
   Жаров В.Е. Сферическая астрономия. - М.: Наука.2002.-256с.
   
4. 
   Хойл Ф. Галактики, ядра и квазары. – М.: Мир, 1968