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 4 страница




 ейб≥р астероидтар (јнтигона, Ѕетули€, Ёрос, √анимед) ≥лгермел≥ қозғалыспен б≥рге өз≥нд≥к остер≥н айналып та қозғалыс жасайды.

ќрбиталары ёпитер палнетасының орбитасына жақын деген астероидтар үлкен ек≥ топқа бөл≥нген. Ѕұл топтар ёпитерден алға және кей≥нг≥ қашықтықта кездесед≥. јлғашқы топқа енет≥н астероидтардың ең ≥р≥ 15-≥н≥ң аттары “ро€н соғысындағы батырлардың аттарымен аталған. ёпитерге дей≥нг≥ аралықтағы астероидтар јгамемнон, јнтилох, јхиллес, ј€кс, ƒиомед, ћенелай, Ќестор, ќдиссей, ѕатрокл, “еламон деп аталса, ёпитерден кей≥нг≥лерд≥ң ең ≥р≥ бест≥г≥ јнхиз, √ектор, ѕриам, “роил, Ёней си€қты Ђ“ро€ндықтардыңї ес≥мдер≥мен айтылады. ќлардың жарқырауы ќсы топтардың массаларының центр≥, ёпитер және  үн ек≥ дұрыс үшбұрыштар жасап орналасады да, мұндай денен≥ң қозғалысы орнықты болып келед≥. јл басқа астероидтардың орбиталарындағы қозғалыстары орнықты болмағандықтан, аспан денелер≥н≥ң өзара соқтығысуларының нәтижелер≥ ≥р≥ астероидтардың ұсақталуына алып келед≥.

ёпитер орбитасының сыртында көптеген к≥ш≥ денелер бар екенд≥г≥ соңғы жылдары анықталған және олар ек≥ топқа бөл≥нген.  ентаврлар (Ќептун орбитасының ≥ш≥нде) және транснептундық объект≥лер ( а.б.). ек≥нш≥лер≥  ойпер белдеу≥ деп аталады. 1951 жылы кометалардың пайда болу проблемаларын шешу әрекет≥нде јҚЎ-тың астрономы ƒж. ойпер  үн жүйес≥н≥ң шет≥нде көптеген денелер бар ек≥нд≥г≥н болжаған. 1999-2003 жылдарда осы аймақта 800 астероид ашылып, астероидтерд≥ң сыртқы белдеу≥н≥ң бар екенд≥г≥н расталды.  ойпер белдеу≥ протопланеталық тұмандықтың шетк≥ қалдығы болуы мүмк≥н және осы белдеуд≥ң қысқа периодты кометалармен тығыз байланысы дұрыс болжам.

 ометалар. ћетеорлар. ћетеориттер.  омета грект≥ң Ђкометесїқұйрықты деген сөз≥нен алынған.  өзге көр≥нет≥н жарық кометалардың құйрықтары б≥рнеше градустерге дей≥н созылып жатады. јса жарық деп есептелет≥н кометаларды 10-15 жылда б≥р рет ғана бақылауға болады.  үн жүйес≥ндег≥ кометалардың жалпы саны 2000 асады.  ометалардың  үн жүйес≥не жататындығын ағылшын астрономы Ё.√аллей дәлелдеп көрсеткен және ол 1337-1698 жылдар аралығында бақыланған 24 жарық кометалардың орбиталарының элементтер≥н анықтады. Ё.√аллей сонымен б≥рге 1531, 1607, 1683 жылдары бақыланған кометалардың тек б≥р ғана комета екенд≥г≥н көрсет≥п, оның 76 жылда  үнд≥ айналып көр≥нет≥нд≥г≥н анықтаған. ќсындай мәл≥меттерден кей≥н Ё.√аллейд≥ң ес≥м≥ бер≥лген осы комета 1758 жылы 25 желтоқсанда көр≥н≥п, 1759 жылғы 13 наурызда орбитасының перигелий≥н өтт≥.

√аллей кометасы ’’ ғасырдың соңғы жылдарында Ђ¬ега-1,2ї, Ђƒжоттої космостық аппараттармен зерттелген. √аллей кометасының €дросы формасы дұрыс емес мөлшер≥ 8х8х18 км тұтас монолитт≥ дене екенд≥г≥ анықталған.

 ометалардың орбиталарының эксцентристеттер≥ мен көлбеул≥ктер≥ әртүрл≥ болып келед≥ және олардың қозғалыстары тура және кер≥ бағыттарда да өтед≥. Ѕақыланған кометалардың ≥ш≥нде парабола немесе гипербола бойымен қозғалып,  үн жүйес≥нен шығып қалған кометалар да жоқ емес. ћұндай кометалар параболалық деп айтылады.  үн жүйес≥не енет≥н кометалар ұзақ периодты (“ > 20-25ж) және қысқа периодты (“ < 20ж) болып бөл≥нед≥. ќсылардың ≥ш≥нде ең қысқа периодтысы Әнке-Ѕаклунд кометасы: периоды 3,3 жыл, Үлкен жарты ос≥ 2,21 а.б., эксцентрисите≥ 0,150 және көлбеул≥г≥ болатын орбита бойымен қозғалады.

ѕериодтары 4,9-10 жыл аралығында болатын 90-дай қысқа периодты кометалар ёпитер жүйес≥не жатады. Ѕұл кометалардың афелийлер≥ ёпитер орбитасының маңайында орналасады және олар тура бағытта көлбеул≥г≥ -тан аспайтын орбиталармен қозғалады. јл, периодтары 12-20 ж., 27-50 ж және 60-100 ж болатын кометалар сәйкес≥нше —атурн, ”ран, Ќептун жүйелер≥нде жатады.

 ометалардың орбиталарында алып планеталардың әсер≥нен пайда болатын көптеген ауытқулар байқалады. —ондықтан эллиптикалық орбиталар параболалық орбиталарға айналуы мүмк≥н немесе кер≥с≥нше.

 ометалар  үнге жақындағанда бақыланады.  ометалардың структурасы қабыршақпен қоршалған жұлдыз тәр≥зд≥ €дро және құйрықтан тұрады. Қабыршақ пен құйрықтың тығыздығы өте аз болғандықтан, олардан пәсең жұлдыздар көр≥нед≥.  ометалардың €дролары не монолит, не қатқан мұз, шаң, тозаңнан тұратын бөлшектерден құрылған.  үнге жақындағанда осы мұздар газға айналып, қабыршақты құрады (13-сурет). √аздардың нег≥зг≥ құрамы аммиак, циан, азот, метан, көм≥рқышқыл газы. ядролардың диаметрлер≥ б≥рнеше киллометр.  ометанның құйрығының пайда болуы күн жарығының қысымына және күн жел≥не байланысты болады.  омета  үнге жақындаған сайын құйрық ұзарады. Құйрықтың созылуы 1,5Ц2 а.б. жетед≥.  ометалардың құйрықтарының формалары түрл≥ше келед≥: кейб≥реулер≥  үннен бағытталған, кейб≥реулер≥ қысқа және күнге қарай бағытталады.  ометаның барлық заты €дросында орналасады, массалары аспайды, қабыршақтың тығыздығы қабыршақтың диаметр≥ 25 мың км-ден 2 млн км дей≥н жетед≥.  ометалардың массалары б≥рте-б≥рте азайып, кометалар жойылады. 1846 жылғы қысқа периодты Ѕиэла кометасы 1852 жылы ек≥ге бөл≥н≥п, 1872 жылы т≥пт≥ көр≥нбей олардың орнына 1872 жылдың қараша айында интенсивт≥ метеор (аққан жұлдыздар) ағыны байқалады.

—ұрақтары: 1. ометалар. —ыртқы түр≥.  ометалардың орбиталары. 2.Қысқа периодты және ұзақ периодты кометалар. 3. ометалардың құрылымы, €дросы, басы және құйрығы. 4. ометалардың жарықталу механизм≥. 5. ометалардың және комета құйрықтарының ыдырауы. 6.≈рекше қызықты кометалар. 7. ометалардың пайда болу гипотезасы.8.ћетеорлы шоғырдың пайда болуы. 9.ћетеорлық ағындар және олардың радианттары.10.Ѕолидтер. 11.ћетеориттер, олардың классификаци€сы. 12.ћетеориттерд≥ң хими€лық құрамы және физикалық табиғаты. 13.ћетеориттерд≥ң жасын анықтау.14.≈рекше қызық метеориттер. 15.«одиакалық жарық.

Ў≥ лекци€.∆ұлдызға дей≥нг≥ арақашықтықты анықтаудың тригонометри€лық әд≥с≥. ѕарсек. ∆арық жылы. ∆ұлдыздардың нег≥зг≥ сипаттамалары: температура, радиус, жарықтылық. ∆ұлдыздардың спектр≥ және спектрл≥к классификаци€сы. ∆ұлдыз атмосферасының хими€лық анализ≥.

∆ұлдыздарға дей≥нг≥ қашықтықты олардың жылдық параллаксы арқылы анықтайды.

∆ылдық параллакс деп жұлдыздан ∆ер орбитасының жұлдыздық бағытына перпендикул€р орналасқан радиусы көр≥нет≥н бұрышын айтады.

12-сурет. ∆ылдық параллакс
12-суретте — Ц  үн, “ Ц жер, ћ Ц шырақ, а Ц ∆ер орбитасының радиусы, Ц жылдық параллакс, Цжұлдыздың  үннен қашық-тығы. ќсы суреттег≥ —“ћ үшбұрышынан қашықтықты анықтауға болады

∆ұлдыздардың параллакстары аз. —ондықтан, .

јспан денелер≥н≥ң қашықтықтары үлкен сандар болғандықтан, оларды километрлермен алу ыңғайсыз. —ондықтан астрономи€да мынадай ұзындықтын өлшем б≥рл≥ктер≥ қабылданған:

астрономи€лық б≥рл≥к /а.б./ - ∆ерд≥ң  үннен орташа қашықты;

парсек /пк/ - жылдық параллакс -ке сәйкес қашықтық;

жарық жылы /ж.ж./ - жарықтың б≥р жылда өтет≥н қашықтығы.

∆ұлдыздардың спектрлер≥ және спектрл≥к классификаци€сы Әлемде ең көп таралған объект≥лер-жұлдыздар.  үн тәр≥здес өте қызған өз≥нен жарық энерги€сын шығаратын формалары шар болып келет≥н аспан денелер≥ барлық, дүниедег≥ заттың 98% жұлдыздарда жинақталған (шоғырланған) болады. ’ими€лық элементтерд≥ң пайда болуы жұлдыздардың дамуына байланысты болғандықтан бұл объект≥лерд≥ зерттеу маңызы өте зор мәселе деп есептеуге болады.

∆ұлдыздардың нег≥зг≥ физикалық қасиеттер≥ олардың ең б≥р≥нш≥ массасымен анықталып, жарқырауы және өлшем≥не байланысты келед≥. ∆ұлдыздар әлем≥н зерттеуд≥ң нег≥зг≥ мақсаты Ц осы шамаларды анықтап, жұлдыздар топтарының және жеке жұлдыздардың ерекшел≥г≥н көрсету. “еори€лық астрофизика әд≥стер≥н≥ң көмег≥мен жұлдыздардың ≥шк≥ қабаттарының атмосфераларының физикалық күй≥н және даму жолдары қарастырылады.

∆ұлдыздардың физикалық қасиеттер≥ сан алуан болғанмен өзара ұқсас жұлдыздарды топтастырып, сондай-ақ айнымалы, қос жұлдыздардың топтарын өзара б≥р≥кт≥р≥п зерттеуге болады. ≈рекшел≥ктер≥ жоқ жұлдыздар Ц қалыпты жұлдыздар деп аталады.

Қалыпты жұлдыздарды қарастыруды ең б≥р≥нш≥ олардың спектлер≥нен бастауға болады. —пектрл≥к зерттеуден бұрын жұлдызды аспанға көз≥м≥зд≥ салсақ, мыңдаған жұлдыздардың б≥рдей емес болмайтындығын байқаймыз. ќлардың б≥реулер≥ күшт≥, ек≥нш≥ б≥реулер≥ бәсеңдеу жарқырап көр≥нед≥, мұнымен қатар, б≥р жұлдыздар қызыл, кейб≥реулер≥ ақшыл немесе көг≥лд≥р-ақ. ќсындай түст≥ болып келет≥н түстерд≥ң әртүрл≥ болуын спектрл≥к әд≥спен де дәлелденед≥. ∆ұлдыздардың спектрлер≥  үнд≥к≥ си€қты фраунгофер спектр≥ болады. Ѕасқаша айтқанда жұлдыздардың спектрлер≥ үзд≥кс≥з спектр мен көптеген жұтылу не шығару спектрл≥к сызықтардан немесе жолақтардан тұрады. ќсындай фотопластинкаға түс≥р≥лген спектрлерд≥ спектограмма деп атайды.  өптеген жұлдыздардың спектрлер≥н зерттегенде олардың түр≥ сан алуан болғанымен, кейб≥р жұлдыздардың спектрлер≥н≥ң өзара ұқсас екенд≥г≥ байқалады. ∆ұлдыздардың спектрлер≥ б≥р-б≥р≥нен спектрл≥к сызықтарының немесе жолақтарының орналасуы мен олардың интенсивт≥л≥г≥ және үзд≥кс≥з спектрдег≥ энерги€ның таралуы өзгеше болып келед≥. Ұқсас спектрлер≥ бар жұлдыздарды б≥р спетрл≥к классқа жатқызып, ал спект≥р≥нде азғантай айырмашылықтары барларын ≥шк≥ класстарға бөлд≥. ∆ұлдыздардың спектрлер≥н≥ң әртүрл≥ болуы олардың температураларына байланысты екенд≥г≥ анықталынады.  ейб≥р хими€лық элементтерд≥ң спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥г≥ температураға күшт≥ түрде тәуелд≥ болғандықтан, жұлдыздардың атмосферасының температураларын спектограмма арқылы анықтауға мүмк≥нд≥к алады. —пектрл≥к классификаци€сының нег≥зг≥ принцип≥ рет≥нде белг≥л≥ б≥р спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥ктер≥н≥ң қатынасы алынады.

Ѕұл принцип б≥р≥нш≥ рет √арвард обсерватори€сында (јҚЎ) ұсынылғандықтан қаз≥рг≥ спектрл≥к классификаци€ √арвард классификаци€сы деп аталып кетт≥. √арвард классификаци€сында спектрл≥к класстар латын алфавит≥н≥ң бас әр≥птер≥мен белг≥ленд≥: O, B, A, F, G, K, M. ќсы классификаци€ жасалған уақытта спектрд≥ң түр≥ мен температураның байланыстылығы ашылмағандықтан латын алфавит≥н≥ң әр≥птер≥н≥ң рет≥не спектрл≥к класстардың рет≥ сәйкес келмед≥. Қаз≥рг≥ кезде спектрл≥к класстар температураның төмендеу≥ дәрежес≥мен орналастырылады. ≈нд≥ спектрл≥к класстардың сипаттарын жеке қарастырайық.

ќ классы. ∆ұлдыздардың температурасы өте жоғары болатындығы үзд≥кс≥з спектрдег≥ энерги€ның таралуы бойынша анықталынады: энерги€ның максимумы ультракүлг≥н облыста жатады, сондықтан бұл жұлдыздар көг≥лд≥р түсте болады.  өр≥нерл≥к облыстағы спектрл≥к сызықтардың санымен олардың интенсивт≥л≥г≥ арқылы жұлдыздардың құрамында иондалған басқа да хими€лық элементтерд≥ң (C, S, N, O) болатындығына көз жетк≥зем≥з. »нтенсивт≥л≥г≥ бәсеңдеу бейтарап гелий және сутект≥к сызықтары да бақыланады.

¬ классы. ∆ұлдыздардың бұл классында интенсивт≥л≥г≥ ең жоғары нейтраль гелийд≥ң сызықтары және басқа иондалған хими€лық элементтерд≥ң спектрл≥к сызықтары кездесед≥. ∆ұлдыздардың түстер≥ ақшыл-көк болып келед≥. ћысалы, Ѕикеш шоқжұлдызының α жұлдызы (—пика) осы классқа жатады.

ј классы. —утект≥ң спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥г≥ жоғары дәрежес≥не жетед≥. »ондалған кальцийд≥ң басқа да металлдардың сызықтары жақсы байқалады. ∆ұлдыздардың түстер≥ ақ. ј классына жататын жұлдыздардың ≥ш≥нде ¬ега (Ћираның α) және —ириус (—үмб≥ле) (Үлкен јрланның α-сы).

F классы. —утект≥ң спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥г≥ төмендейд≥. »ондалған металлдардың интенсивт≥л≥г≥ кер≥с≥нше жоғарылайды. ∆ұлдыздардың түстер≥ сарғыш. ќсы классқа ѕроцион ( ≥ш≥ јрланның α-сы) жатады.

G классы. —утект≥ң спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥г≥ металлдардың көптеген сызықтарының интенсивт≥л≥г≥не жақын. »нтенсивт≥л≥г≥ ең жоғары болатын иондалған кальцийд≥ң сызықтары. ∆ұлдыздардың түс≥ сары. ќсы классқа жататын жұлдыздардың б≥р≥  үн.

K классы. —утект≥ң сызықтары металлдардың көптеген сызықтарының ≥ш≥нде айқын ажыратылмайды. Үзд≥кс≥з спектрд≥ң күлг≥н облысының интенсивт≥л≥г≥ кем≥ген, температураның төмендеген≥н көрсетед≥. ∆ұлдыздардың түстер≥ қызғылт, мысалы јрктурдың (Өг≥зш≥н≥ң α-сы), јльдебаранның (“орпақтың α-сы).

M классы. ∆ұлдыздардың түс≥ қызыл. ћеталлдардың спектрл≥к сызықтарының интенсивт≥л≥г≥ бәсеңдеу. “итан тотығының молекуласының спетрл≥к жолақтары байқалады. ќсы классқа жататын жарық жұлдыздардың б≥реу≥ Ц Ѕетельгейзе (ќрионның α-сы).

∆оғарыда сипатталған нег≥зг≥ спектрл≥к класстардан басқа қосымша C, S класстары бар. Ѕұл класстарға жататын жұлдыздардың хими€лық құрамы барлық жұлдыздард≥к≥ндей болмайды, аномальды болады.

— классы G классын жалғастырады.  , ћ класстарынан ерекшел≥г≥: спектр≥нде көм≥ртег≥н≥ң атомдары мен молекулаларының спектрл≥к сызықтарымен жолақтары кездесед≥.

S классы   классына жалғасады. ќсы классқа жататын жұлдыздардың спектр≥нде титан тотығының (TiO) спектрл≥к жолақтарының орнына цирконий тотығының (ZrO) спектрл≥к жолақтары кездесед≥.

∆аңағы қарастырылған спектрл≥к класстарды схема түр≥нде былай келт≥руге болады:

S


ќ Ч ¬ Ч ј Ч F Ч G Ч K Ч M

 
 


C

Әрб≥р классты (ќ классынан басқа) он к≥ш≥ класстарға бөл≥п, 0-ден 9-ға дей≥нг≥ сандармен белг≥лейд≥. Ѕ≥р классқа жататын к≥ш≥ класстарының спектрлер≥н≥ң нег≥зг≥ сипаттамалары б≥р болады, б≥рақ класстың белг≥с≥ б≥рте-б≥рте к≥ш≥ кластан к≥ш≥ классқа өзгеред≥. ћысалы: ј0, ј1.......ј9, ¬0.......¬9. Ѕ≥зд≥ң  үн G2 классына жатады. ќ классы ќ4-тен ќ9,5 дей≥нг≥ к≥ш≥ класстарға бөл≥нед≥. ∆ұлдыздың спектр≥нде басқа б≥р ерекшел≥ктер болған жағдайда осындай белг≥леулерден кей≥н қосымша тағы б≥р белг≥ қойылады. яғни, жұлдыздың спектр≥нде шығару сызықтары кездесет≥н болса Ђеї әр≥п қосылады: ¬6е-¬6 классына жататын жұлдыздың спектр≥нде эмисси€лық (шығару) спектрл≥к сызықтар бар деген≥.  ейб≥р жұлдыздардың спектр≥нде спектрл≥к сызықтар өте анық ж≥ң≥шке келед≥, бұл ерекшел≥к с-әр≥ппен белг≥ленед≥ және с-әр≥п класстың белг≥с≥н≥ң алдында болады: сFI. ≈гер де жұлдыздың спектр≥нде осы классқа кел≥спейт≥н ерекшел≥к болса спектрл≥к класстың белг≥леу≥нен р-әр≥п қойылады (р-pecular Ц ерекше): ј5р.

∆ұлдыздардың ≥шк≥ қабаттарының физикалық күй≥н≥ң  үнге қарастырылған тәс≥лдермен анықтауға болады. ќлардың центрлер≥ндег≥ температура массасына тура пропорционал және радиусына кер≥ пропорционал болады.

T= 𝑘 ,

𝑘 Ц коффициентт≥  үн тәр≥здес жұлдыздарға 1,5× тең деп алады. —ебеб≥, , m =1, . —ондықтан бас т≥збектег≥ жұлдыздарға центр≥ндег≥ температура төмендег≥дей анықталынады:

T=1,5 = 1,5

Ѕас т≥збект≥ң жоғарғы жағында ыстық үлкен жұлдыздар, ал төменг≥ жағында суық карликтер орналасады. ∆оғарғы теңдеуге қатынасты үлкен жұлдыздардың центрлер≥нде температура өте жоғары болады. ћысалы, ¬ќV жұлдыздардың центр≥нде температура 30 миллион  ельвин, ал  ќV жұлдыздардың центр≥нде температура 10 миллион  ельвиннен аздау болады. ∆ұлдыздың ортасында жүрет≥н термо€дролық реакци€лардың сипаттамалары температураға тәуелд≥. Ѕас т≥збекте  үннен жоғары орналасқан жұлдыздардың центрл≥к облысында Ђкөм≥ртег≥-азот цикл≥ї деп аталатын термо€дролық реакци€ жүрсе, күннен суық жұлдыздарға тек Ђпротон-протонї реакци€сы жүред≥. Ѕ≥р≥нш≥ реакци€ның энерги€ шығаруы көб≥рек болады. ќсыдан жұлдыздардың диаграммадағы орындарына байланысты олардың физикалық құрылысы әр түрл≥ болатындығы түс≥н≥кт≥. ∆арқырау классына қатысты жұлдыздардың физикалық құрылысын шолып өтей≥к.

Ѕас т≥збект≥ң жоғарғы жағындағы жұлдыздар. ћассалары  үнн≥ң массасынан көб≥рек ыстық үлкен жұлдыздар. ÷ентр≥ндег≥ температура өте жоғары болғандықтан энерги€ шығаруы өте жылдам және Ђкөм≥ртег≥ цикл≥ї аталатын термо€дролық реакци€ арқылы болады. ќсындай жұлдыздардың жарқырауы өте жоғары және эволюци€лық сатылардан шапшаң өтед≥. —ол себептен бұл жұлдыздар жас болады. Ђ өм≥ртег≥ циклї термо€дролық реакци€ның энерги€ шығаруы температураның өте жоғары дәрежес≥не (~ ) пропорционал болғандықтан, центрдег≥ энерги€ сәулелену процес≥нен толық таралуға үлгермейд≥, сондықтан осындай жұлдыздардың центрл≥к облысында өте күшт≥ конвекци€ құбылысы жүред≥. ∆ұлдыздың массасы он  үнн≥ң массасындай болғанда ≥шк≥ конвективт≥к облыстың радиусы жұлдыздың радиусының төрттен б≥р≥не тең болады.  онвективт≥к зонаны сәулел≥к тепе-теңд≥к зона қоршайды, осы облыста энерги€ны жоғарғы қабаттарға тең сәулелену жолымен жетк≥зед≥.

Ѕас т≥збект≥ң төменг≥ жағындағы жұлдыздар. ∆ұлдыздардың физикалық құрылысы күнд≥к≥ндей болады.  ≥шкентай суық жұлдыздардың конвективт≥к зоналары өте күшт≥ болады.  үнн≥ң 2% массасы конвекци€ға қатысатын болса, KV жұлдыздардың затының 10% конвекци€ға қатысады.

—убкарликтер және қызыл алыптар. ќсы т≥збекке жататын жұлдыздардың физикалық құрылысы олардың құрамына тәуелд≥. Ѕұл жұлдыздардың құрамында ауыр элементтер аздау кездесед≥. —убкарликтерд≥ң затының мөлд≥рл≥г≥ күшт≥, сондықтан конвективт≥к зоналары болмайды. ќсы жұлдыздар √алактиканың эволюци€сынан өткен кәр≥ жұлдыздар. ÷ентрл≥к облысында сутег≥ толығымен гелийге айналып гелийден тұратын €дро орналасады. “ермо€дролық реакци€ осы €дроны қоршаған сутег≥ бар температурасы жоғары шарлы қабатта жүред≥. ќсындай кезеңде жұлдыздардың €дролары сығылады да, тығыздық, қысым артып, гелий нег≥з≥нде болатын термо€дролық реакци€ жүру≥ мүмк≥н. Ѕұл реакци€ның нәтижес≥нде гелий көм≥ртег≥ге айналады, сондықтан осындай жұлдыздарда көм≥ртег≥ден тұратын €дро пайда болуы мүмк≥н. “ермо€дролық реакци€лар центрде доғарылған жағдайда, €дро сығылып, температура, қысым, тығыздық артып, €дродағы көм≥ртег≥н≥ң €дролары не протон, не нейтрон, не α-бөлшектерд≥ қосып басқа хими€лық құрамы әртүрл≥ болатын қабаттарға бөл≥нед≥. ќсындай жолмен тем≥рге дей≥нг≥ хими€лық элементтер пайда болады. ∆ұлдыздардың €дроларында осындай күрдел≥ процестер жүргенде, жұлдыздың жоғарғы қабаттары ұлғайып, температура төмендейд≥, жұлдыз алыптар т≥збег≥не кетед≥. ∆ұлдыздың радиусы, жарқырауы артып, осындай жұлдыздардың €дроларын өте ж≥ң≥шке сәулел≥к тепе-теңд≥к зона қоршайды, ал жұлдыздың затының 70% күшт≥ конвекци€ зонасында орналасады.

јқ ергежейл≥лер Ц өте тығыз к≥шкентай жұлдыздар. ќсы жұлдыздардың центр≥нде тығыздық дей≥н жетед≥. ÷ентр≥нде термо€дролық реакци€лар доғарылған, б≥рте б≥рте жылулық энерги€сын кең≥ст≥кке таратып өшет≥н жұлдыздар.

јлып және төтенше алып жұлдыздардың атмосферасы сирет≥лген және өте созылған келед≥. јқ ергежейл≥лерд≥ң атмосфераларында тығыздық күнд≥к≥нен 10 есе артық, би≥кт≥г≥ азғантай болады. “өменг≥ кестеде жұлдыздардың нег≥зг≥ физикалық сипаттамалары келт≥р≥лген.

—ұрақтары: 1.∆ұлдызға дей≥нг≥ арақашықтықты анықтаудың тригонометри€лық әд≥с≥. 2.ѕарсек. 3.∆арық жылы. 4.∆ұлдыздардың нег≥зг≥ сипаттамалары: температура, радиус, жарықтылық. 5.∆ұлдыздардың спектр≥ және спектрл≥к классификаци€сы. 6.∆ұлдыз атмосферасының хими€лық анализ≥.

 

 

Ў≥ лекци€. ∆ұлдыздардың анықталатын көрсетк≥штер≥н≥ң арасындағы байланысы. √ерцшпрунг-–ессел диаграммасы. Ќег≥зг≥ т≥збектер. “өтенше алып, қызыл алып, ақ ергежейл≥лер.

Ђ—пектр Ц жарқырауї диаграммасы ∆ұлдыздардың жарқырауы және олардың спектрлер≥н≥ң түрлер≥н≥ң арасында белг≥л≥ б≥р тәуелд≥л≥ктер бар екенд≥г≥н XX-ғасырдың басында дат астрономы √ерцшпрунг және јҚЎ астрономы –ессел көзге жетк≥зген. јйтылған тәуелд≥л≥ктер Ђспектр-жарқырауї диаграммасы (немесе √ерцшпрунг-–ессел диаграммасы) деп аталатын графиктер түр≥нде көрсет≥лед≥ (1-сурет). √рафиктерд≥ң б≥р ос≥нде спектрл≥к класстар салынады, ал ек≥нш≥ ос≥нде Ц абсолютт≥к жұлдыздық шамалар. јбсолютт≥к жұлдыздық шамалардың орнына жарқыраудың логарифмдер≥, спектрл≥к класстардың орнына түс көрсетк≥штер немесе эффективт≥к температура алынуы мүмк≥н.





ѕоделитьс€ с друзь€ми:


ƒата добавлени€: 2017-03-11; ћы поможем в написании ваших работ!; просмотров: 660 | Ќарушение авторских прав


ѕоиск на сайте:

Ћучшие изречени€:

Ћаской почти всегда добьешьс€ больше, чем грубой силой. © Ќеизвестно
==> читать все изречени€...

2125 - | 1988 -


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

√ен: 0.046 с.