Syllabus пәннің атауы
жүктеу/скачать 3,33 Mb.
|
Сил.Астрономия
- Бұл бет үшін навигация:
- 11 дәріс
| Әдебиет: 2/М.М.Дагаев, В.И.Демин, И.А.Климишин, В.И.Чаругин «Курс общей астрономии», Москва «Просвещение» 1983 - §115-§119 стр 252-268 ;
3/П.И.Бакулин, Э.В.Кононович,В.И. Мороз«Курс общей астрономии» Москва «Наука» 1977 -§140-§141 стр375-382 №11 дәріс Тақырып: Жұлдызға дейінгі арақашықтықты анықтаудың тригонометриялық әдісі. Парсек. Жұлдыздардың негізгі көрсеткіштері Сағат саны: 1 Мақсаты: жұлдызға дейінгі арақашықтықты анықтаудың тригонометриялық әдісі үйрету, парсек ұғымымен таныстыру. жұлдыздардың негізгі көрсеткіштерін баяндау.Дәрістің мазмұны.Жұлдызға дейінгі арақашықтықты анықтаудың тригонометриялық әдісі. Парсек. Жұлдыздардың негізгі көрсеткіштері. Жұлдыздар – Әлемдегі ең таралған нысандар. Бақыланатын ғарыштық заттың 9,8 % осы газ шарларда жинақталған. Жұлдыздың негізгі қасиеттері оның массасы, радиусы және жарқыраумен байланысты. Бақылаулар көз қарасынан негізгі есеп – бұл шамаларды анықтау және жеке жұлдыздардың ерекшеліктерін табу, жұлдыздардың әр түрлі топтарынын ерекшеліктерін анықтау. 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 Т 45 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. жүктеу/скачать 3,33 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|