Жұлдыздардың спектрлері және спектрлік классификациясы

Жұлдыздардың негізгі физикалық қасиеттері олардың ең бірінші массасымен анықталып, жарқырауы және өлшеміне байланысты келеді. Жұлдыздар әлемін зерттеудің негізгі мақсаты – осы шамаларды анықтап, жұлдыздар топтарының және жеке жұлдыздардың ерекшелігін көрсету. Теориялық астрофизика әдістерінің көмегімен жұлдыздардың ішкі қабаттарының атмосфераларының физикалық күйін және даму жолдары қарастырылады.

Жұлдыздардың физикалық қасиеттері сан алуан болғанмен өзара ұқсас жұлдыздарды топтастырып, сондай-ақ айнымалы, қос жұлдыздардың топтарын өзара біріктіріп зерттеуге болады. Ерекшеліктері жоқ жұлдыздар – қалыпты жұлдыздар деп аталады.

Қалыпты жұлдыздарды қарастыруды ең бірінші олардың спектлерінен бастауға болады. Спектрлік зерттеуден бұрын жұлдызды аспанға көзімізді салсақ, мыңдаған жұлдыздардың бірдей емес болмайтындығын байқаймыз. Олардың біреулері күшті, екінші біреулері бәсеңдеу жарқырап көрінеді, мұнымен қатар, бір жұлдыздар қызыл, кейбіреулері ақшыл немесе көгілдір-ақ. Осындай түсті болып келетін түстердің әртүрлі болуын спектрлік әдіспен де дәлелденеді. Жұлдыздардың спектрлері Күндікі сияқты фраунгофер спектрі болады. Басқаша айтқанда жұлдыздардың спектрлері үздіксіз спектр мен көптеген жұтылу не шығару спектрлік сызықтардан немесе жолақтардан тұрады. Осындай фотопластинкаға түсірілген спектрлерді спектограмма деп атайды. Көптеген жұлдыздардың спектрлерін зерттегенде олардың түрі сан алуан болғанымен, кейбір жұлдыздардың спектрлерінің өзара ұқсас екендігі байқалады. Жұлдыздардың спектрлері бір-бірінен спектрлік сызықтарының немесе жолақтарының орналасуы мен олардың интенсивтілігі және үздіксіз спектрдегі энергияның таралуы өзгеше болып келеді. Ұқсас спектрлері бар жұлдыздарды бір спетрлік классқа жатқызып, ал спектірінде азғантай айырмашылықтары барларын ішкі класстарға бөлді. Жұлдыздардың спектрлерінің әртүрлі болуы олардың температураларына байланысты екендігі анықталынады. Кейбір химиялық элементтердің спектрлік сызықтарының интенсивтілігі температураға күшті түрде тәуелді болғандықтан, жұлдыздардың атмосферасының температураларын спектограмма арқылы анықтауға мүмкіндік алады. Спектрлік классификациясының негізгі принципі ретінде белгілі бір спектрлік сызықтарының интенсивтіліктерінің қатынасы алынады.

Бұл принцип бірінші рет Гарвард обсерваториясында (АҚШ) ұсынылғандықтан қазіргі спектрлік классификация Гарвард классификациясы деп аталып кетті. Гарвард классификациясында спектрлік класстар латын алфавитінің бас әріптерімен белгіленді: O, B, A, F, G, K, M. Осы классификация жасалған уақытта спектрдің түрі мен температураның байланыстылығы ашылмағандықтан латын алфавитінің әріптерінің ретіне спектрлік класстардың реті сәйкес келмеді. Қазіргі кезде спектрлік класстар температураның төмендеуі дәрежесімен орналастырылады. Енді спектрлік класстардың сипаттарын жеке қарастырайық.

О классы. Жұлдыздардың температурасы өте жоғары болатындығы үздіксіз спектрдегі энергияның таралуы бойынша анықталынады: энергияның максимумы ультракүлгін облыста жатады, сондықтан бұл жұлдыздар көгілдір түсте болады. Көрінерлік облыстағы спектрлік сызықтардың санымен олардың интенсивтілігі арқылы жұлдыздардың құрамында иондалған басқа да химиялық элементтердің (C, S, N, O) болатындығына көз жеткіземіз. Интенсивтілігі бәсеңдеу бейтарап гелий және сутектік сызықтары да бақыланады.

В классы. Жұлдыздардың бұл классында интенсивтілігі ең жоғары нейтраль гелийдің сызықтары және басқа иондалған химиялық элементтердің спектрлік сызықтары кездеседі. Жұлдыздардың түстері ақшыл-көк болып келеді. Мысалы, Бикеш шоқжұлдызының α жұлдызы (Спика) осы классқа жатады.

А классы. Сутектің спектрлік сызықтарының интенсивтілігі жоғары дәрежесіне жетеді. Иондалған кальцийдің басқа да металлдардың сызықтары жақсы байқалады. Жұлдыздардың түстері ақ. А классына жататын жұлдыздардың ішінде Вега (Лираның α) және Сириус (Сүмбіле) (Үлкен Арланның α-сы).

F классы. Сутектің спектрлік сызықтарының интенсивтілігі төмендейді. Иондалған металлдардың интенсивтілігі керісінше жоғарылайды. Жұлдыздардың түстері сарғыш. Осы классқа Процион (Кіші Арланның α-сы) жатады.

G классы. Сутектің спектрлік сызықтарының интенсивтілігі металлдардың көптеген сызықтарының интенсивтілігіне жақын. Интенсивтілігі ең жоғары болатын иондалған кальцийдің сызықтары. Жұлдыздардың түсі сары. Осы классқа жататын жұлдыздардың бірі Күн.

K классы. Сутектің сызықтары металлдардың көптеген сызықтарының ішінде айқын ажыратылмайды. Үздіксіз спектрдің күлгін облысының интенсивтілігі кеміген, температураның төмендегенін көрсетеді. Жұлдыздардың түстері қызғылт, мысалы Арктурдың (Өгізшінің α-сы), Альдебаранның (Торпақтың α-сы).

M классы. Жұлдыздардың түсі қызыл. Металлдардың спектрлік сызықтарының интенсивтілігі бәсеңдеу. Титан тотығының молекуласының спетрлік жолақтары байқалады. Осы классқа жататын жарық жұлдыздардың біреуі – Бетельгейзе (Орионның α-сы).

Жоғарыда сипатталған негізгі спектрлік класстардан басқа қосымша C, S класстары бар. Бұл класстарға жататын жұлдыздардың химиялық құрамы барлық жұлдыздардікіндей болмайды, аномальды болады.

С классы G классын жалғастырады. К, М класстарынан ерекшелігі: спектрінде көміртегінің атомдары мен молекулаларының спектрлік сызықтарымен жолақтары кездеседі.

S классы К классына жалғасады. Осы классқа жататын жұлдыздардың спектрінде титан тотығының (TiO) спектрлік жолақтарының орнына цирконий тотығының (ZrO) спектрлік жолақтары кездеседі.

Сұрақтар:

1. O класына жататын жұлдыздардың белгілері:

2. B класына жататын жұлдыздардың белгілері:

3. A класына жататын жұлдыздардың белгілері:

4. G класына жататын жұлдыздардың белгілері:

5. M класына жататын жұлдыздардың белгілері:

6.Жұлдыздардың спектрлерінің әртүрлі болуы немен түсіндіріледі?

7. «Герцшпрунг-Рессел» диаграмма қандай тәуелдікті көрсетеді?

8. «Герцшпрунг-Рессел» диаграммасында жұлдыздың орналасуы немен анықталады?

9. «Герцшпрунг-Рессел» диаграммасында радиусы үлкен жұлдыздар қалай орналасады?

Алып және төтенше алып жұлдыздардың атмосферасы сиретілген және өте созылған келеді. Ақ ергежейлілердің атмосфераларында тығыздық күндікінен 10 есе артық, биіктігі азғантай болады. Төменгі кестеде жұлдыздардың негізгі физикалық сипаттамалары келтірілген.

Сұрақтар:

1.Субкарликтер туралы не айтуға болады?

2.Ақ ергежейлі жұлдыздар туралы не айтуға болады?

3.Қызыл алып жұлдыздар туралы не айтуға болады?

4.Нейтрон жұлдыздар дегеніміз қандай объектілер?

5. Пульсар дегеніміз қандай объектілер?

6.Қара құрдым дегеніміз қандай объектілер?

7.Квазар дегеніміз қандай объектілер?

Жұлдыздық аспанды айсыз түнде бағдарласақ ол бізге ғаламат әсер береді. Барлық аспанымыз арқылы өтетін, үлкен дөңгелек бойында орналасқан ақшыл сүт түсті аса енді жолақты – Құс жолы деп атайды, ол көптеген жұлдыздардан тұрады. Бірнеше жүздей миллиард жұлдыздардан тұратын осы жұлдыздар жүйесі – Біздің Галактика деп аталады. Галактикадағы көптеген жұлдыздар топталып жұлдыздық шоғырларды түзейді. Біздерге жақынырақ орналасқан Үркер, Гиадтар деп аталатын, Геркулес шоқжұлдызындағы шоғырлануар жақсы зерттелген.

Жұлдыздар мен жұлдыздық шоғырларынан басқа біздің Галактиканың құрамында тозаңдар /ұсақ қатты бөлшектер/ бар, сиретілген газдар өте көп мөлшерде кездеседі. Осы заттардың тығыздығы кейбір бөліктерде тым көбірек болса, олар газ бен тозаңдардан тұратын диффузиялық тұмандықтарды құрайды. Жарық жұлдыздардың маңында олар жақсы көрінетіндіктен – жарық тұмандықтар, ал құс жолының ашықтау бөліктерінде – қараңғы тұмандықтар түрінде байқалынады.

Сонымен қатар, біздің Галактика құрамында жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалатын энергиялары жоғары көптеген элементар бөлшектрден тұратын космостық сәулелер де кездеседі.

Біздің Галактиканың диаметрі 30 кпк тең, ал күн жүйесі оның орталық бөлігінен алыстау орналасқан. Құс жолындағы диффузиялық орталардың әсерінен телескоптың көмегімен тек 3 килопарсек /кпк/ қашықтықтағы объектілерді бақылауға болатындықтан. Біздің Галактиканың жалпы құрылысын зерттеу өте қиын.

Космос әлемінде, біздің Галактикаданда басқа млрд тарта галактикалар бар. Олардың құрамындарында 100-10 миллиард жұлдыздар және массасы жағынан 1-2% тозаң мен газдар бар болғандықтан, зерттеулер нәтижесінде біздің де Галактиканың сыртқы түрінің қандай болатындығын өзімізге елестеуімізге болады.

1.Физикалық айнымалы жұлдыздар-

2.Қос жұлдыздар- 3.Цефеидтер- 4.Жаңа жұлдыздар-

5.Төтенше жаңа жұлдыздар-

6.Жұлдыздың ішкі не сыртқы қабаттарындағы жүретін физикалық процесстердің нәтижесінде жарқырауын өзгертетін жұлдыздар қандай жұлдыздар?

7. Бір динамикалық жүйе құрып жалпы массалық центірді айналатын жұлдыздар. -

8. Жарқырау қисығының түрі ерекше келетін физикалық айнымалы жұлдыздар -

9. Жарқырауы 7-8 жұлдыздық шамаға артатын эруптивтік айнымалылардың бір түрі -

14-ші лекция.

Тақырып: Галактикадан тыс астрономияның негіздері.

Жоспар:

Хаббл жасаған галактикалар классификациясы. Галактикаларға дейінгі арақашықтықтарды анықтау. Галактика-лардың физикалық қасиеттері: өлшемдері, массасы, жарықтылығы, айналуы. Галактикалардың ядролары. Галактикалардың спектрі. Қызыл ығысу. Хаббл заңы. Өзара әсерлесуші галактикалар. Квазарлар. Галактикалардың топталуы. Метагалактика. Галактикалардың және галактикалар жүйелерінің жасырын массасы.

Біздің Галактикадан /Құс жолы/ тыс орналасқан көптеген жұлдыздық жүйелер – галактикалар бар екендігі астрономиялық зерттеулердің негізінде анықталып отыр. Олардың құрамына енетін жұлдыздардың саны да, біздің Галактикадағы жұлдыздар санынан кем түспейді /100-деген миллиард шамасында/. Сондықтан галактикалардың құрылысы мен олардың кеңістік бойынша үлесуін зерттеу мәселесінің Әлемнің барлық бөліктерінің эволюциялық даму заңдылығын меңгеруде, білуде шешуші роль атқаратындығы бізге күмән келтірмейтіндігі белгілі.

Қазіргі үлкен телескоптармен бақыланатын галактикалардың, саны миллиардтан саналады. Бірақ, олардың азғана бөлігіне статистикалық талдау жасалып каталогке ендірілді. Бұл тұрғыдан біз толық 4 томдық Б.А.Воронцов-Вельяминовтың басшылығымен жасалған «Галактикалардың морфологиялық каталогін» атап етуімізге болады. Бұл каталогте жұлдыздық шамасы 10^m,1-нен жарық болатын 30000 галактикалар туралы мағлұматтар келтірілген. Спиральды галактикаларды өзінің спиральды құрылысының даму дәрежесіне қарай ажыратып классқа бөлген кезде S таңбасына а,в,с,d, әріптері қосылып жазылады. Мысалы, Sа жүйесі жақсы қалыптасқан тарамдардан тұратын спиральды галактиканы сипаттайды. Сөйтіп неғұрлым спиральды құрылыстың дамуы кұштірек болса, солғұрлым галактиканың орталық тығыздалған аймағының мөлшері аз бола береді. Галактикалардың спиральды тармақтары негізінен жұлдыздар пайда болатын аймақтар болып саналады.

Эллиптикалық және спиральды галактиклардың аралығында линза тәріздес /SO/ галактикалар жатады. Мұндай галактикалардың белгілі құрылысы болмайды, бірақ, олардың жарықтылығы линза тәріздес ядроның центрінен шетінде қарай сатылы түре өзгеріп отырады (3 сурет).

Дұрыс емес галактикаларға айқын ядролары жоқ және айналыс симметриясы анықталмаған жүйелер жатады. Бұған мысал ретінде І символымен белгіленетін бірге ең жақын түстік жарты шарда орналасқан Үлкен Магеллан бұлтын /ҮМБ/ және Кіші Магеллан Бұлттары.

Сұрақтар:

1. Құс жолы дегеніміз не? 2. Жұлдыздық шоғырлану дегеніміз не?3. Диффуздық тұмандықтық дегеніміз не? 4. Орталық қоюлану дегеніміз не? 5. Жұлдыздық тығыздық дегеніміз не? 6. Галактика деп аталатын жұлдыздардан, газ-шаң тұмандықтардан т.с.б. объектілерден тұратын алып жұлдыздық жүйе қалай аталады? 7. Бір-бірімен динамкалық байланысты жұлдыздар тобы қалай аталады? 8. Тығыздығы артқан жұлдызаралық заттың бұлттары қалай аталады?

15-ші лекция.

Тақырып: Космогония негіздері және космология мәселелері.

Жоспар:

Күн жүйесінің космогониясы. Кант пен Лапластың космогониялық болжамдары. Жер мен планеталардың жасы. Экзопланеталар. Космология пәніндегі жұлдыз-дардың пайда болуы, эволюциясы, жасы, галактикалар эволюциясы жайындағы болжамдар. Фотометриялық, гравитациялық және термодинамикалық парадокстар. Иерархиялық құрылым. Кеңейе түсетін Ғалам проблемасы. Критикалық тығыздық. Хаббл тұрақтысы. Ыстық Ғалам және реликтік сәулелену жайында түсінік. Жерден тыс Ғалам.

Күн жүйесінің пайда болуы туралы қазіргі көзқарас.Бұл салада біз Ю.Шмидтің теориясын атап өтуімізге болады. Бұл теория бойынша планеталар суық газ-тозаң бұлттан жасалу керек. Галактиканың центрін айналып қозғалған Күніміз ол бұлтты өзіне тартып алғандықтан, Күн жүйесінің құрылысының кейбір заңдылықтарын Шмидт жоғарғы айтылған негізде түсіндіріп беруге мүмкіндік алды. Сонда планеталардың қашық бойынша орналасуы, олардың орбитальды айналысқа қатысуы т.с.с мәселелер осы Шмидт теориясының негізінде жеткілікті дәрежеде түсіндіріледі.

Біздің планета жүйесінің дамуын қысқаша баяндайтын болсақ, ол төменгі реттегідей болады. Шамамен бұдан 5 миллиард жыл бүрын өзінен магнит күш сызықтары өтіп жататын өте сөзылыңқы газ-тозаң бұлттың ішінде орталық шоғыр /сгущение-қоюлану/ -алғашқы Күн /протосолнце/ пайда болады. Ол алғашқы Күн жайлап сығылып отырады. Ал бұлттың екінші, массасы 10 еседей аз бөлігі, сол орталықтың төңірегінде жайлап айналады.

Метагалактика көлемінде Галактикалардың алыстау құбылысымен өте үлкен массасы бар объектілер болады. Сондықтан мұндай системаларда шешуші күш гравитация күші болып саналады. Ал, өте алыс орналасқан галактикалардың қозғалыс жылдамдықтары жарық жылдамдығына шамалас болады. Осы факторды ескере отырып, біртұтас Әлемнің күйін сипаттау үшін жалпы салыстырмалық теорияны, яғни гравитациялық релятивті теорияны пайдалуымыз керек. Бұл теорияны дамытқан атақты ғалым А.Эйнштейн болды.

Әлемнің біртекті және изотропты космологиялық моделін жалпы салыстырмалық теорияның негізінде алғаш қарастырған кеңес математигі А.Фридман болған. Ол кісі өзінің зерттеуінің нәтижесінде біртекті және изотропты Әлемнің стационарлы болмайтындығын көрсетіп галактикалардың бізден алыстау құбылысын түсіндіреді. Сонда ғана А.Фридманның ұсынған моделі бойынша Әлемдегі кез-келген екі объектінің t уақыт моментіндегі қашықтығы мынадай өрнекпен анықталады:

мұндағы - объектілердің бастапқы уақыт моментіндегі қашықтығы, ал R(t) масштабы фактор. Осы фактордың уақытқа тәуелділігі арқылы Әлемнің кеңейу сипаты анықталады.Дегенмен біз қарстырған Әлемнің біртекті және изотропты модельдері R=O болатын күймен сипатталады. Бұл күй t_o шекті өткен уақытқа сәйкес келеді де, заттың тығыздығы осы күй кезінде шексіз болған болуы керек. Мысалы, Евклид кеңістігі болған жағдай үшін ,84млрд жылға тең болады.Бұл уақытты «Әлемнің жасы» деп те атайды. Демек осы уақыттың шамасына дейін белгілі физикалық заңдылықтарды қолдануымызға болады.

Сұрақтар:

1.Космологияның негізгі принциптері:

2.Біздің Әлемнің моделін жасаған бірінші ғалымдар:

3.Қәзіргі модельге сай біздің Әлем

4.Егер болса, онда

5.Егер болса, онда

6.Егер болса, онда

7.Реликт сәулеленудің қасиеттері:

8.Хаббл тұрақтысы тең:

9.Әлемнің затының критикалық тығыздығы тең: