Ћекции.ќрг


ѕоиск:




 атегории:

јстрономи€
Ѕиологи€
√еографи€
ƒругие €зыки
»нтернет
»нформатика
»стори€
 ультура
Ћитература
Ћогика
ћатематика
ћедицина
ћеханика
ќхрана труда
ѕедагогика
ѕолитика
ѕраво
ѕсихологи€
–елиги€
–иторика
—оциологи€
—порт
—троительство
“ехнологи€
“ранспорт
‘изика
‘илософи€
‘инансы
’ими€
Ёкологи€
Ёкономика
Ёлектроника

 

 

 

 


 үн атмосферасының активт≥л≥г≥ және оның периоды 1 страница




 үнн≥ң массасы, радиусы, жарқырауы, фотосфера, хромосфера, тәж≥ Ц бәр≥ өзгермейд≥. Ѕ≥рақ  үнн≥ң бет≥нде, атмосферасында болып өтет≥н әртүрл≥ құбылыстар  үнн≥ң активт≥л≥г≥н≥ң дәрежес≥н сипаттайды. ќсындай құбылыстарға алаулар, күн дақтары, протуберанецтар,  үн тәж≥н≥ң түр≥ жатады. ќсындай құбылыстар байқалатын аймақтар актив облыстар деп аталады. ‘отосфера, хромосфера,  үн тәж≥нде активт≥л≥к түрл≥ше байқалады.

9-сурет.  үн дискас≥н≥ң шет≥ндег≥ алаулар
‘отосфераның шет≥нде ақшыл жең≥л бұлт тәр≥зд≥ облыстар алаулар (9-сурет) деп аталады. јлаулардың жарқырауы басқа маңайындағы фотосфералық облыстарға қарағанда күшт≥рек болады, бұл алаулардағы заттың температурасы 100-150   артқанын көрсетед≥. ќсы облыстарда температурамен б≥рге магнит өр≥с≥н≥ң кернеул≥г≥ 2-3 есе артады. ќсындай күшейген магнит өр≥стер≥ конвекци€ құбылысын

күшейт≥п температура жоғарлауға ықпал келт≥ред≥.

јлаулары бай облыста к≥шкене қара дөңгелек пайда болып өсу≥ мүмк≥н. Ѕұл объект≥лер күн дақтары болады.  үн дақтарының дамуы б≥рнеше айға созылуы мүмк≥н, одан кей≥н б≥рте-б≥рте жоғалады. ƒақтар фотосфераға қарағанда анық формалары дөңгелек, овал және жеке не топтасып кездесет≥н объект≥лер (10-сурет). ƒақтарды әртүрл≥ әд≥стермен

 

 

10-сурет.  үн дағы

 

зерттеулер жүрг≥з≥п мынадай нәтижелерге ие болады: дақтардағы заттың температурасы 4500  , маңайындағы өзгермеген фотосфераның затының температурасынан 1000-1500   аз, спектр≥нде молекулалардың спектрл≥к жолақтары кездесед≥. ƒақтардағы зат радиал қозғалыста болады: төменг≥ қабаттарда дақтардан зат шығады, жоғарғы қабаттарда кер≥с≥нше ≥шке қарай к≥ред≥ және осы қозғалыстың жылдамдықтары 2-3 км/с. ƒақтарда өте күшт≥ магнит өр≥с≥ байқалады (кернеул≥г≥ 2000-3000 Ё).

 үн дақтары парымен пайда болады, ауданы үлкен≥рект≥ бас дақ деп атайды. јз уақыттан кей≥н (2-3 күндей) ек≥ дақты көптеген к≥ш≥ дақтар қоршап, дақ тобы пайда болады. Ѕас дақпен ек≥нш≥ дақтың магнит өр≥с≥н≥ң пол€рлығы қарама-қарсы болады. ƒақтар б≥р≥нш≥ пайда болғанда күн экваторынан 300-400 бұрыштық арақашықтықта орналасады және күнн≥ң ек≥ жарты сферасындағы дақтардың пол€рлығы қарама-қарсы болады. Ѕ≥рте-б≥рте дақтардың орналасуы күн экваторына жақын болады, б≥рақ ешқашанда дақтар 90 кем қашықтықта кездеспейд≥. ƒақтардың саны күн активт≥л≥г≥н≥ң сипаттамасы болады. ќсындай шама рет≥нде ¬ольф сандары алынады:

W Ц ¬ольф сандары.

g Ц дақтардың тобының саны ал,

f Ц жеке дақтардың саны.

¬ольф сандары 11 жылдық периодпен өзгер≥п отырады. ¬ольф саны минимал болғанда күнн≥ң активт≥л≥г≥ минимумға жетед≥, ал ¬ольф сандары максимумге жеткенде  үнн≥ң активт≥л≥г≥ максимал болады. Әрб≥р цикл дақтардың (300 Ц 400) гелиографи€лық енд≥ктерде пайда болуынан баста-лады, дақтардың саны максимумға жеткенде олар 150 енд≥кте кездесед≥. әрб≥р циклд≥ң ≥ш≥нде күнн≥ң б≥р жарты шарында бас дақтардың магнит өр≥с≥н≥ң пол€рлығы б≥р болып, келес≥ циклде дақтардың пол€рлығы өзгеред≥. ќсымен б≥рге  үнн≥ң жалпы магнит өр≥с≥н≥ң пол€рлығы өзгеред≥. —ондықтан  үнн≥ң активт≥г≥н≥ң цикл≥ 11 жыл емес, 22 жыл болады.

Қаз≥рг≥ кезде  үнн≥ң активт≥г≥н түс≥нд≥рет≥н қанағаттандыратын теори€ жоқ. ћүмк≥н осы құбылыстардың себеб≥  үнн≥ң конвективт≥к зонасының табиғатына және  үнн≥ң дифференциалды айналуына байланысты болады. ƒақтардағы заттың температурасының кему≥н түс≥нд≥рет≥н б≥р≥н-б≥р≥ толықтыратын ек≥ механизм бар:

1)  үшт≥ магнит өр≥с≥ плазманың қозғалысына әсер етед≥; магнит өр≥с≥н≥ң энерги€сы плазманың кинетикалық энерги€сынан асса, конвективт≥к қозғалыс доғарылады:

2)  онвекци€ның әсер≥нен күшт≥ магнит өр≥с≥нде интенсивт≥л≥г≥ жоғары альвен атаулы толқындар пайда болады да, фотосферадан жоғары қабаттарға энерги€ны таратады, сол себептен осы облыстарда фотосфераның температурасы кемид≥.

 үнн≥ң активт≥л≥г≥н≥ң көр≥н≥с≥ хромосферада флоккула, хромосфералық от алу және протуберанец деп аталатын объект≥лер болады.

‘локкулдер. јлау және дақтардың жоғарысында хромосфераның жарқырауы 2-3 есе артады. ∆арқыраудың артуы осы облыстағы заттың тығыздығының өсу≥не байланысты.

’ромосфералық от алу.  үн атмосферасындағы ең күшт≥ активт≥л≥г≥н≥ң көр≥н≥с≥ болып табылатын хромосфераның жарқырауы (11-сурет) өте күшт≥ артатын облыс. ∆арқыраудың артуы магнит өр≥с≥н≥ң өзгер≥стер≥мен байланысты.  үшт≥ магнит өр≥стер≥н≥ң әсер≥нен заттың температурасы артады. ѕроцесс өте жылдам болғандықтан жарылу немесе от алу процестер≥не ұқсас болады. ’ромосфералық от алу болғанда  үнн≥ң радио, ультракүлг≥н, рентген сәулелену≥н≥ң интенсивт≥л≥г≥ артады.

11-сурет. ’ромосфералық от алу
ќсымен б≥рге космикалық сәулелер, корпускул€р ағыны таралады.  үшт≥ хромосфералық от алу болғанда, ∆ер атмосферасында, магнитосферасында көптеген геофизикалық құбылыстар бақыланады (пол€рлық шұғыла, қысқа толқын ұзындықтардағы радио-байланыстың бұзылуы, магнит дауылдары).

ѕротуберанецтер. ѕротуберанецтер күнн≥ң дискасының шет≥нде өте

анық көр≥нет≥н формалары не созыңқы, не доға, не бұлт тәр≥зд≥ ыстық плазма ағыны (12-сурет). ѕротуберанецтерд≥ң спектрлер≥ хромосфераның спектр≥ндей болады, температурасы 10-15 мың  , тығыздығы маңайын-

 

12-сурет. Үлкен протуберанецтық даму стади€лары

 

дағы ортаның тығыздығынан көб≥рек. ѕротуберанецт≥ң төменг≥ бөл≥г≥ хромосферада жатып, жоғарғы жағы  үн тәж≥нде болады (6-сурет). ќлардың созылуы ондаған мың км, ең ұзын протуберанец арқылы хромосферамен күн тәж≥н≥ң заты араласады. ѕротуберанецт≥ң пайда болуы дақтардың тобының дамуымен байланысты. ќсындай топтың пайда болуының бастапқы кезең≥нде олардың үст≥нде хромосферада лезде жойылатын активт≥ протуберанецтер байқалады, ал топтың дамуының соңғы стади€сында көп уақыт өзгермейт≥н протуберанецтер байқалады. ѕротуберанецтерд≥ң пайда болуы күшт≥ магнит өр≥стер≥мен байланысты.

 үн тәж≥ндег≥ активт≥ облыстар сәулелер, әртүрл≥ доғалар, конденсаци€ түр≥нде кездесед≥.  үн тәж≥н≥ң формасы өзгермел≥ болады: күнн≥ң активт≥л≥г≥ максимумге жеткенде күн тәж≥н≥ң формасы симметри€лық орналасқан көптеген сәулелерден тұрады: күн активт≥л≥г≥ минимал болғанда күн экваторының бағытындағы сәулелер ұзын, ал полюстерде- қысқа болып, күн тәж≥н≥ң формасы созыңқы келед≥ (5-сурет).  үнн≥ң тәж≥н≥ң структурасы магнит өр≥с≥н≥ң күш сызықтарының орналасуымен қозғалуына байланысты.

—ұрақтары: 1. үн жүйес≥ жайлы жалпы мағлұмат. 2. үн өлшем≥, массасы, тығыздығы. 3.ќст≥к айналу. 4. үнн≥ң температурасы, толық сәуле шығаруы. 5. үнн≥ң магнит өр≥с≥. 6. үн энерги€сының көздер≥. 7. үнн≥ң ≥шк≥ құрылымының модел≥. 8.‘отосфера, гранул€ци€, алаулар, күнн≥ң дақтары. 9. үнн≥ң спектр≥ және хими€лық құрамы. 10.’ромосфера. 11.’ромосфералық от алу. 12.ѕротуберанецтар. 13. үн тәж≥. 14. үнн≥ң радиосәулелену≥. 15. үн жел≥. 16. үн энерги€сын қолдану прблемасы.17. үн активт≥л≥г≥, оның циклы. 18.√елио- және геофизикалық процестерд≥ң байланысы.

 

 

18-ш≥ лекци€. ∆ер туралы жалпы мәл≥меттер. ∆ер массасын анықтау. ∆ерд≥ң ≥шк≥ құрылы-мын анықтау әд≥стер≥. ∆ер құрылымы жайында қәз≥рг≥ көзқарас. ∆ер атмосферасының құрылымы және құра-мы. ћагнитосфера, ∆ерд≥ң радиаци€лық белдеулер≥.  үн жүйес≥ндег≥ үлкен планеталардың нег≥зг≥ сипаттамалары:  үннен арақашықтықтары, айналу периодтары, өлшемдер≥, массалары, тығыздықтары

“.с. б.

∆ер  үннен санағанда үш≥нш≥ планета. ∆ерд≥ң басқа планеталардан ерекшел≥г≥ Ц оның гидросферасы және биосферасы. ∆ерд≥ физикалық сипаттары түрл≥ше келет≥н б≥рнеше қабаттарға бөлед≥.—ыртқы қабаттарына гидросфера, биосфера, атмосфера жатады. ∆ерд≥ң атмосферасы б≥рте-б≥рте космостық кең≥ст≥кке айналады. Ћитосфера Ц ∆ерд≥ң қатты денес≥, нег≥зг≥ үш қабаттан құралған. ∆ер бет≥нен есептегенде бұл қабаттар жер қыртысы, манти€, €дро деп аталады. ќсы қабаттардың физикалық қасиеттер≥ және хими€лық құрамы түрл≥ше келед≥. ∆ерд≥ң ≥шк≥ қабаттарын сейсмологи€ (жер с≥лк≥н≥стер туралы ғылым) көмег≥мен зерттейд≥. ∆ер с≥лк≥н≥стердег≥ таралатын сейсмикалық толқындардың жылдамдықтары ортаның физикалық сипаттарына тәуелд≥, сол себептен сейсмикалық толқындардың жылдамдықтарын анықтап, ортаның немесе ∆ерд≥ң ≥шк≥ қабаттарыныңы физикалық сипаттарын табады.

∆ерд≥ң қыртысы қатты жер шарының ең жоғарғы қабаты. ќсы қабаттың қалыңдығы құрлықтарда 70 км болып, мұхиттардың түб≥нде 10 км-ден аспайды. ∆ер қыртысының тығыздығы болып, өз≥ базальт пен граниттан құралған. «аттың қысымымен жер қыртысында тереңд≥кпен температура жетед≥. “емператураның артуы төменг≥ қабаттардан келет≥н жылу ағынына байланысты. ∆ерд≥ң қыртысында тектондық қозғалыстар байқалады. ќсы қозғалыстардың себеб≥нен көптеген жер с≥лк≥н≥стер байқалады. ∆ерд≥ң қыртысының бет≥н≥ң рельеф≥ өте күрдел≥. —онда да тау мен сайлардың би≥кт≥ктер≥ мен тереңд≥ктер≥н≥ң шамалары жер радиусынан көп аз болады.

∆ер қыртысы мен манти€ның шекарасында заттың тығыздығы сек≥рмел≥ өзгеред≥ (). ќсы бетт≥ ћохо бет≥ деп атайды. ћанти€да тығыздық пен температура ∆ерд≥ң центр≥не қарай артса да, зат қатты күй≥н сақтайды, тек кейб≥р өте қызған облыстарда манти€ның заты балқып, лава қалталарын жасайды. Ѕұл қалталардағы магма жер қыртысын тес≥п өт≥п жоғары қарай бу, газ атқылайды. ќсындай құбылыс жанар таудың (вулкан) атылуы болып табылады. ћанти€ның төменг≥ шекарасы 2920 км тереңд≥кте өтед≥, бұдан төмен қалыңдығы 2200 км ∆ерд≥ң сыртқы €дросы жатады. —ыртқы €дроның 10,2- , қысымы 1,5× - 3× температурасы 2000- «аттың физикалық қасиеттер≥ сұйықт≥к≥ндей болып, электрөтк≥зг≥шт≥г≥ жоғары болады. ≤шк≥ €дроның радиусы 1250км, физикалық сипаты бойынша қатты заттан тұрады. ∆ерд≥ң центр≥нде температурасы —, қысым тығыздық 15

∆ерд≥ң ауа қабаты Ц атмосферасы Ц 2000км би≥кт≥кке дей≥н созылып, нег≥з≥нен (78%), (21%)6, (0,9%), (0,00003%), O(0,1%) тұрады.∆ерд≥ң атмосферасы тропосфера, стратосфера, мезосфера, термосфера, экзосфера деп аталатын қабаттарға бөл≥нед≥. “ропосфера атмосфераның ең төменг≥ қабаты. ќның қалыңдығы экватор облысында 16-17 км, орташа енд≥ктерде 10-11 км, полюстер маңайында 7-8 км болады. јтмосферадағы барлық су буы тропосферада болғандықтан, тропосфера өте жақсы инфрақызыл (жылулық) сәулеленуд≥ жұтады.  үнн≥ң сәулелену≥ жер бет≥н және атмосфераның төменг≥ қабатын қыздырады. ∆ылу ағыны жоғары таралып, б≥рте-б≥рте тропосферада жұтылады. —ондықтан тропосфераның температурасы жоғарлаған сайын кем≥п, - жетед≥. “емператураның кему≥ доғарылған қабат тропопауза деп аталынады және жылулық сәулеленуге мөлд≥р болады. “ропопаузадан жоғары қабатта температура өзгермейд≥. Ѕұл қабат стратосфера деп аталып, орташа температурасы - жет≥п, 20-25 км би≥кт≥кке дей≥н созылады.

—тратосферадан жоғары орналасқан қабат мезосфера деп аталады. Ѕұл қабаттың төменг≥ жартысында температура артады. ќның себеб≥ озон молекулаларының оттег≥ молекуласымен оттег≥ атомына бөл≥ну реакци€сы:

+ + O

∆ұтылатын  үнн≥ң толқын ұзындығы болатын ультракүлг≥н сәулелену≥. Ѕұл реакци€ның нәтижес≥нде жылу бөл≥н≥п шығады және ортаның температурасын арттырады. ќзон қабаты 25-30 км би≥кт≥кте орналасқан. ћезосфераның температурасының артуы тек 50-55 км би≥кт≥кке дей≥н болады, одан жоғарыда температура кем≥п, 80-85 км би≥кт≥кте ең аз мән≥не жетед≥. Ѕұл қабат мезопауза деп аталынады. ќдан жоғары температура артатын термосфера қабаты орналасқан.

“ермосфера қабатының температурасының артуы атомдардың иондалуына байланысты болады. ћысалы,

O + +

Ѕұл қабатта  үнн≥ң қысқа толқындар сәулелену≥ жұтылып, ерк≥н электрондар мен иондар пайда болады. “ермосфераны ионосфера деп атайды. »оносферада ерк≥н электрондар мен иондардың концентраци€сы жетк≥л≥кт≥ болғандықтан өте жақсы радиотолқындар таралады. “ермосфераның температурасы 400 км би≥кт≥кте жетед≥. Ѕ≥рақ осы температура термодинамикалық емес кинетикалық температура болады.

јтмосфераның ең жоғарғы қабаты (500 км Ц 2000 км) би≥кт≥кте жататын экзосфера деп аталады және температура тұрақты болады.

јтмосфераның хими€лық құрамы би≥кт≥кпен өзгеред≥. 100-400 км би≥кт≥кте атмосфера молекул€рлық азот () және атомдық оттег≥ден(O) құрылған, 400-700 км би≥кт≥кте оттег≥ атомдары басым келед≥; 1000-1500 км би≥кт≥кте ауыр элементтер құрып, тек гелий мен сутег≥ қалады. ќсы би≥кт≥ктег≥ атмосфералық қысым атм. жетед≥. ∆ер атмосферасының температурасының би≥кт≥кке тәуелд≥л≥г≥ төменг≥ суретте келт≥р≥лген (1-сурет).

 ернеул≥г≥ 0,5 Ё болатын ∆ерд≥ң күшт≥ магнит өр≥с≥ бар. Өр≥ст≥ң полюстер≥ —олтүст≥к  анада және јнтарктидада орналасады. ∆ерд≥ң магнитосферасы зар€дталған бөлшектерд≥ ұстап қалып, ∆ерд≥ң радиаци€лық белдеулер≥н тудырады. ± геомагнитт≥к енд≥ктерд≥ң аралығында 2400 км Ц 5600 км би≥кт≥кте орналасқан энерги€сы 20-500 к¬ электрондардан құрылған төменг≥ радиаци€лық белдеу болып табылады.

1-сурет. ∆ер және Ўолпан атмосферасында температураның

би≥кт≥кке тәуелд≥л≥г≥

 

—ыртқы белдеу 12000-20000 км би≥кт≥кте енд≥ктер аралығында орналасады, ал ең алыс 50000-60000 км би≥кт≥ктег≥ белдеу тек электрондардан құрылып, күш≥ тең сақиналы электр тоғы болып табылады.

∆ерд≥ң магнит өр≥с≥н≥ң өзгер≥стер≥ магнит дауылдары деп аталады. ќлар кенетте жер бет≥нде б≥р уақытта басталып б≥р уақытта а€қталады. Ѕұл өзгер≥стер  үнн≥ң атмосферасындағы құбылыстарда байланыста келед≥. ѕол€рлық аймақтарда осындай өзгер≥стермен б≥рге пол€рлық шұғылалар бақыланады.

∆ерд≥ң магнит өр≥с≥н≥ң полюстер≥ ∆ер бет≥нде өздер≥н≥ң орындарын сақтамайды, үнем≥ қозғалыста болады.

јй.

јй Ц ∆ерд≥ң сер≥г≥ және ∆ерге ең жақын орналасқан аспан денес≥. ќның радиусы 1738 км, массасы 7,34Ј кг, тығыздығы 3,35 г/ формасы шар тәр≥зд≥. јй бет≥ндег≥ ерк≥н түсу үдеу≥ 1,63 м/ параболалық жылдамдық 2,38 км/с, сол себептен јйдың атмосферасының тығыздығы ∆ерд≥к≥ндей болуы мүмк≥н емес. јйдың ≥шк≥ қабаттарынан аз газ мөлшер≥ шығып тұрса да, ауыр молекулалар  үнн≥ң сәулелену≥нен атомдарға бөл≥н≥п, айдың бет≥нен ұшып кетет≥нд≥г≥нен айда атмосфера жоқ. јйдың айналу периоды .32.  үн тәул≥ктер≥н≥ң ұзақтылығы .53. Ұзақ күн бойы јйдың бет≥ + — дей≥н қызып, түнде — дей≥н суыиды.

јйдың рельеф≥ (2-сурет) дүрб≥ немесе к≥ш≥ телескоппен жақсы байқа-

 

 

2-сурет. јй. ѕлатон кратер≥

 

ланады. јйды телескоппен ең б≥р≥нш≥ бақылаған әйг≥л≥ италь€н физиг≥ және астрономы √алилео √алилей болатын. јйдың бет≥ндег≥ үлкен қара облыстарды √алилей тең≥здер деп атаған және бұл атау ай тең≥здер≥нде су болмайтындығы белг≥л≥ болса да дәстүр бойынша сақталып келед≥. Құрлықтар деп аталатын јй бет≥н≥ң үлкен жарық облыстары жерден көр≥нет≥н айдың диск≥с≥н≥ң 60% алады: құрлықтар, таулы аудандар, қалған 40% - тег≥с жазық қара аудандар мен тең≥здермен басылған. “ең≥здерд≥ң формалары дөңгелектенген, өлшемдер≥ 200-1200 км болады және XVIII-ғасырда “ыныштық тең≥з≥, јйқындық тең≥з≥, ∆аңбырлар тең≥з≥, Ѕұлттар тең≥з≥ деп аталған. Өлшем≥ ең үлкен (2000 км) болатын аймақ ƒауылдар мұхиты деген атауға ие болған.  өптеген тау жоталары құрлықтарды басып өт≥п, тең≥здерд≥ң шеттер≥нде орналасады. ќсындай айдың тау жоталары јппениндер,  авказ, јльп≥лер, јлтай деген жер тауларының атымен аталған. јйдың тауларының би≥кт≥г≥ 9 км дей≥н жетед≥. Құрлықтарға енет≥н тең≥зд≥ң бөл≥г≥ Ц шығанақ, ал өлшемд≥ оқшауланған қара дақтар көлдер деп аталады.

јй бет≥н≥ң таулы аудандарында көптеген кратерлер бақыланады. —ақиналық дуалдармен қоршалған түб≥ тег≥с ортасында дуалдан төмен≥рек төбеш≥к орналасқан дөңгелек кратерлер ай рельеф≥н≥ң ең сипатты формасының б≥р≥ болып есептелед≥.  ратерлерд≥ң диаметрлер≥ 1м-ден 250 км дей≥н жетед≥. ≤р≥ кратерлер ғалымдардың (√еродот, “имохарис, √иппарх,  оперник,  еплер) атымен аталған. “ең≥здерде кратерлерд≥ң саны аз. ∆аңбырлар тең≥з≥нде өте анық јрхимед ( 73 км), јристилл ( 51 км), јвтолик ( 36 км) кратерлер≥ бақыланады, ал тау жоталарында ≥р≥ кратерлерд≥ң т≥збектер≥н көруге болады. (ѕтоломей 146км; јльфонс 124 км; јрзахель 92 км).  ейб≥р ≥р≥ кратерлерд≥ң және барлық ұсақтарының формалары шұңқыр тәр≥здес. ќлардың пайда болуы јйға түскен метеориттерд≥ң жарылуымен түс≥нд≥р≥лед≥. “өбеш≥г≥ бар ≥р≥ кратерлерд≥ң пайда болуы јйдағы жанар таулармен байланысты. 1958 жылы астроном Ќ.ј. озырев јльфонс кратер≥н≥ң орталық төбеш≥г≥н≥ң сәулеленген≥н бақылады. Үлкен кратерлерден жан-жаққа созылған ақшыл сәулелерде осы жанар таулардың атылуымен түс≥нд≥р≥лед≥. Ѕұл сәулелер  үн жарығын жақсы шағылдыратын заттан құрылған ұсақ кратерлерд≥ң т≥збектер≥ болып анықталған. ∆анар тау атылғанда ≥р≥ тастар жан-жаққа ұшып, көптеген кратерлерд≥ жаратқан.

јйдың синхрондық айналуынан ∆ерден сер≥кт≥ң б≥р жарты бет≥ ғана көр≥нед≥. 1959 жылы б≥р≥нш≥ рет јйдың ек≥нш≥ бет≥н суретке түс≥рген советт≥к планетаралық станци€ ЂЋуна-3ї болатын. 1965-1969 жылдарда советт≥к планетааралық станци€лар (Ђ«онд-3ї, Ђ«онд-7ї) сер≥г≥м≥зд≥ң ек≥нш≥ бет≥н≥ң фотографи€лық кеск≥н≥н қайталаған. јйдың ек≥нш≥ бет≥н≥ң рельеф≥ б≥зге қараған бет≥ндег≥мен б≥рдей болмайды. јйдың ек≥нш≥ бет≥ндег≥ жазық облыстар қара емес ақшыл болып, талассоидтер деп аталады.

1966 жылы айдың бет≥не советт≥к автоматтық станци€ ЂЋуна-9ї қонып, айдың ландшафтының кеск≥н≥н ∆ерге ж≥берд≥.

1969 жылы јҚЎ астронавтары јйдың бет≥не а€қ басты. ќлар Ќ.јрмстронг және Ё.ќлдрин болатын, бұл јйдың бет≥н басқан б≥р≥нш≥ адамдар. ќсыдан кей≥н 2,5 жылдар аралығында јйдың бет≥не тағы 5 јҚЎ экспедици€сы барып келд≥. јйдың топырағы жерге жетк≥з≥л≥п, лаборатори€ларда зерттелд≥. ќсы топырақтың хими€лық құрамы жерд≥к≥мен сәйкес, б≥рақ кейб≥р ауыр хими€лық элементтер басым келет≥нд≥г≥ айқындалады.

Қаз≥рг≥ кезде јйды көптеген жасанды сер≥ктер айналып қозғалады. ќсы сер≥ктерд≥ң қозғалыстарын талдап, јйдың гравитаци€лық өр≥с≥ зерттелед≥. ќсындай зерттеулерд≥ң нәтижелер≥нен айдың қыртысында тығыздығы жоғары болатын заттың көлемдер≥ бар екен≥ анықталды. ќсындай тығыз көлемдер маскон деп аталды.





ѕоделитьс€ с друзь€ми:


ƒата добавлени€: 2017-03-11; ћы поможем в написании ваших работ!; просмотров: 667 | Ќарушение авторских прав


ѕоиск на сайте:

Ћучшие изречени€:

“ак просто быть добрым - нужно только представить себ€ на месте другого человека прежде, чем начать его судить. © ћарлен ƒитрих
==> читать все изречени€...

2272 - | 2016 -


© 2015-2024 lektsii.org -  онтакты - ѕоследнее добавление

√ен: 0.036 с.