Күн атмосферасының активтілігі және оның периоды 4 страница

Кейбір астероидтар (Антигона, Бетулия, Эрос, Ганимед) ілгермелі қозғалыспен бірге өзіндік остерін айналып та қозғалыс жасайды.

Орбиталары Юпитер палнетасының орбитасына жақын деген астероидтар үлкен екі топқа бөлінген. Бұл топтар Юпитерден алға және кейінгі қашықтықта кездеседі. Алғашқы топқа енетін астероидтардың ең ірі 15-інің аттары Троян соғысындағы батырлардың аттарымен аталған. Юпитерге дейінгі аралықтағы астероидтар Агамемнон, Антилох, Ахиллес, Аякс, Диомед, Менелай, Нестор, Одиссей, Патрокл, Теламон деп аталса, Юпитерден кейінгілердің ең ірі бестігі Анхиз, Гектор, Приам, Троил, Эней сияқты «Трояндықтардың» есімдерімен айтылады. Олардың жарқырауы Осы топтардың массаларының центрі, Юпитер және Күн екі дұрыс үшбұрыштар жасап орналасады да, мұндай дененің қозғалысы орнықты болып келеді. Ал басқа астероидтардың орбиталарындағы қозғалыстары орнықты болмағандықтан, аспан денелерінің өзара соқтығысуларының нәтижелері ірі астероидтардың ұсақталуына алып келеді.

Юпитер орбитасының сыртында көптеген кіші денелер бар екендігі соңғы жылдары анықталған және олар екі топқа бөлінген. Кентаврлар (Нептун орбитасының ішінде) және транснептундық объектілер ( а.б.). екіншілері Койпер белдеуі деп аталады. 1951 жылы кометалардың пайда болу проблемаларын шешу әрекетінде АҚШ-тың астрономы Дж.Койпер Күн жүйесінің шетінде көптеген денелер бар екіндігін болжаған. 1999-2003 жылдарда осы аймақта 800 астероид ашылып, астероидтердің сыртқы белдеуінің бар екендігін расталды. Койпер белдеуі протопланеталық тұмандықтың шеткі қалдығы болуы мүмкін және осы белдеудің қысқа периодты кометалармен тығыз байланысы дұрыс болжам.

Кометалар. Метеорлар. Метеориттер. Комета гректің «кометес»құйрықты деген сөзінен алынған. Көзге көрінетін жарық кометалардың құйрықтары бірнеше градустерге дейін созылып жатады. Аса жарық деп есептелетін кометаларды 10-15 жылда бір рет ғана бақылауға болады. Күн жүйесіндегі кометалардың жалпы саны 2000 асады. Кометалардың Күн жүйесіне жататындығын ағылшын астрономы Э.Галлей дәлелдеп көрсеткен және ол 1337-1698 жылдар аралығында бақыланған 24 жарық кометалардың орбиталарының элементтерін анықтады. Э.Галлей сонымен бірге 1531, 1607, 1683 жылдары бақыланған кометалардың тек бір ғана комета екендігін көрсетіп, оның 76 жылда Күнді айналып көрінетіндігін анықтаған. Осындай мәліметтерден кейін Э.Галлейдің есімі берілген осы комета 1758 жылы 25 желтоқсанда көрініп, 1759 жылғы 13 наурызда орбитасының перигелийін өтті.

Галлей кометасы ХХ ғасырдың соңғы жылдарында «Вега-1,2», «Джотто» космостық аппараттармен зерттелген. Галлей кометасының ядросы формасы дұрыс емес мөлшері 8х8х18 км тұтас монолитті дене екендігі анықталған.

Кометалардың орбиталарының эксцентристеттері мен көлбеуліктері әртүрлі болып келеді және олардың қозғалыстары тура және кері бағыттарда да өтеді. Бақыланған кометалардың ішінде парабола немесе гипербола бойымен қозғалып, Күн жүйесінен шығып қалған кометалар да жоқ емес. Мұндай кометалар параболалық деп айтылады. Күн жүйесіне енетін кометалар ұзақ периодты (Т > 20-25ж) және қысқа периодты (Т < 20ж) болып бөлінеді. Осылардың ішінде ең қысқа периодтысы Әнке-Баклунд кометасы: периоды 3,3 жыл, Үлкен жарты осі 2,21 а.б., эксцентриситеі 0,150 және көлбеулігі болатын орбита бойымен қозғалады.

Периодтары 4,9-10 жыл аралығында болатын 90-дай қысқа периодты кометалар Юпитер жүйесіне жатады. Бұл кометалардың афелийлері Юпитер орбитасының маңайында орналасады және олар тура бағытта көлбеулігі -тан аспайтын орбиталармен қозғалады. Ал, периодтары 12-20 ж., 27-50 ж және 60-100 ж болатын кометалар сәйкесінше Сатурн, Уран, Нептун жүйелерінде жатады.

Кометалардың орбиталарында алып планеталардың әсерінен пайда болатын көптеген ауытқулар байқалады. Сондықтан эллиптикалық орбиталар параболалық орбиталарға айналуы мүмкін немесе керісінше.

Кометалар Күнге жақындағанда бақыланады. Кометалардың структурасы қабыршақпен қоршалған жұлдыз тәрізді ядро және құйрықтан тұрады. Қабыршақ пен құйрықтың тығыздығы өте аз болғандықтан, олардан пәсең жұлдыздар көрінеді. Кометалардың ядролары не монолит, не қатқан мұз, шаң, тозаңнан тұратын бөлшектерден құрылған. Күнге жақындағанда осы мұздар газға айналып, қабыршақты құрады (13-сурет). Газдардың негізгі құрамы аммиак, циан, азот, метан, көмірқышқыл газы. Ядролардың диаметрлері бірнеше киллометр. Кометанның құйрығының пайда болуы күн жарығының қысымына және күн желіне байланысты болады. Комета Күнге жақындаған сайын құйрық ұзарады. Құйрықтың созылуы 1,5–2 а.б. жетеді. Кометалардың құйрықтарының формалары түрліше келеді: кейбіреулері Күннен бағытталған, кейбіреулері қысқа және күнге қарай бағытталады. Кометаның барлық заты ядросында орналасады, массалары аспайды, қабыршақтың тығыздығы қабыршақтың диаметрі 25 мың км-ден 2 млн км дейін жетеді. Кометалардың массалары бірте-бірте азайып, кометалар жойылады. 1846 жылғы қысқа периодты Биэла кометасы 1852 жылы екіге бөлініп, 1872 жылы тіпті көрінбей олардың орнына 1872 жылдың қараша айында интенсивті метеор (аққан жұлдыздар) ағыны байқалады.

Сұрақтары: 1.Кометалар. Сыртқы түрі. Кометалардың орбиталары. 2.Қысқа периодты және ұзақ периодты кометалар. 3.Кометалардың құрылымы, ядросы, басы және құйрығы. 4.Кометалардың жарықталу механизмі. 5.Кометалардың және комета құйрықтарының ыдырауы. 6.Ерекше қызықты кометалар. 7.Кометалардың пайда болу гипотезасы.8.Метеорлы шоғырдың пайда болуы. 9.Метеорлық ағындар және олардың радианттары.10.Болидтер. 11.Метеориттер, олардың классификациясы. 12.Метеориттердің химиялық құрамы және физикалық табиғаты. 13.Метеориттердің жасын анықтау.14.Ерекше қызық метеориттер. 15.Зодиакалық жарық.

Ші лекция.Жұлдызға дейінгі арақашықтықты анықтаудың тригонометриялық әдісі. Парсек. Жарық жылы. Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары: температура, радиус, жарықтылық. Жұлдыздардың спектрі және спектрлік классификациясы. Жұлдыз атмосферасының химиялық анализі.

Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты олардың жылдық параллаксы арқылы анықтайды.

Жылдық параллакс деп жұлдыздан Жер орбитасының жұлдыздық бағытына перпендикуляр орналасқан радиусы көрінетін бұрышын айтады.

12-сурет. Жылдық параллакс

12-суретте С – Күн, Т – жер, М – шырақ, а – Жер орбитасының радиусы, – жылдық параллакс, –жұлдыздың Күннен қашық-тығы. Осы суреттегі СТМ үшбұрышынан қашықтықты анықтауға болады

Жұлдыздардың параллакстары аз. Сондықтан, .

Аспан денелерінің қашықтықтары үлкен сандар болғандықтан, оларды километрлермен алу ыңғайсыз. Сондықтан астрономияда мынадай ұзындықтын өлшем бірліктері қабылданған:

астрономиялық бірлік /а.б./ - Жердің Күннен орташа қашықты;

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

жарық жылы /ж.ж./ - жарықтың бір жылда өтетін қашықтығы.

Жұлдыздардың спектрлері және спектрлік классификациясы Әлемде ең көп таралған объектілер-жұлдыздар. Күн тәріздес өте қызған өзінен жарық энергиясын шығаратын формалары шар болып келетін аспан денелері барлық, дүниедегі заттың 98% жұлдыздарда жинақталған (шоғырланған) болады. Химиялық элементтердің пайда болуы жұлдыздардың дамуына байланысты болғандықтан бұл объектілерді зерттеу маңызы өте зор мәселе деп есептеуге болады.

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.

Жаңағы қарастырылған спектрлік класстарды схема түрінде былай келтіруге болады:

S

О — В — А — F — G — K — M

C

Әрбір классты (О классынан басқа) он кіші класстарға бөліп, 0-ден 9-ға дейінгі сандармен белгілейді. Бір классқа жататын кіші класстарының спектрлерінің негізгі сипаттамалары бір болады, бірақ класстың белгісі бірте-бірте кіші кластан кіші классқа өзгереді. Мысалы: А0, А1.......А9, В0.......В9. Біздің Күн G2 классына жатады. О классы О4-тен О9,5 дейінгі кіші класстарға бөлінеді. Жұлдыздың спектрінде басқа бір ерекшеліктер болған жағдайда осындай белгілеулерден кейін қосымша тағы бір белгі қойылады. Яғни, жұлдыздың спектрінде шығару сызықтары кездесетін болса «е» әріп қосылады: В6е-В6 классына жататын жұлдыздың спектрінде эмиссиялық (шығару) спектрлік сызықтар бар дегені. Кейбір жұлдыздардың спектрінде спектрлік сызықтар өте анық жіңішке келеді, бұл ерекшелік с-әріппен белгіленеді және с-әріп класстың белгісінің алдында болады: сFI. Егер де жұлдыздың спектрінде осы классқа келіспейтін ерекшелік болса спектрлік класстың белгілеуінен р-әріп қойылады (р-pecular – ерекше): А5р.

Жұлдыздардың ішкі қабаттарының физикалық күйінің Күнге қарастырылған тәсілдермен анықтауға болады. Олардың центрлеріндегі температура массасына тура пропорционал және радиусына кері пропорционал болады.

T= 𝑘 ,

𝑘 – коффициентті Күн тәріздес жұлдыздарға 1,5× тең деп алады. Себебі, , m =1, . Сондықтан бас тізбектегі жұлдыздарға центріндегі температура төмендегідей анықталынады:

T=1,5 = 1,5

Бас тізбектің жоғарғы жағында ыстық үлкен жұлдыздар, ал төменгі жағында суық карликтер орналасады. Жоғарғы теңдеуге қатынасты үлкен жұлдыздардың центрлерінде температура өте жоғары болады. Мысалы, ВОV жұлдыздардың центрінде температура 30 миллион Кельвин, ал КОV жұлдыздардың центрінде температура 10 миллион Кельвиннен аздау болады. Жұлдыздың ортасында жүретін термоядролық реакциялардың сипаттамалары температураға тәуелді. Бас тізбекте Күннен жоғары орналасқан жұлдыздардың центрлік облысында «көміртегі-азот циклі» деп аталатын термоядролық реакция жүрсе, күннен суық жұлдыздарға тек «протон-протон» реакциясы жүреді. Бірінші реакцияның энергия шығаруы көбірек болады. Осыдан жұлдыздардың диаграммадағы орындарына байланысты олардың физикалық құрылысы әр түрлі болатындығы түсінікті. Жарқырау классына қатысты жұлдыздардың физикалық құрылысын шолып өтейік.

Бас тізбектің жоғарғы жағындағы жұлдыздар. Массалары Күннің массасынан көбірек ыстық үлкен жұлдыздар. Центріндегі температура өте жоғары болғандықтан энергия шығаруы өте жылдам және «көміртегі циклі» аталатын термоядролық реакция арқылы болады. Осындай жұлдыздардың жарқырауы өте жоғары және эволюциялық сатылардан шапшаң өтеді. Сол себептен бұл жұлдыздар жас болады. «Көміртегі цикл» термоядролық реакцияның энергия шығаруы температураның өте жоғары дәрежесіне (~ ) пропорционал болғандықтан, центрдегі энергия сәулелену процесінен толық таралуға үлгермейді, сондықтан осындай жұлдыздардың центрлік облысында өте күшті конвекция құбылысы жүреді. Жұлдыздың массасы он Күннің массасындай болғанда ішкі конвективтік облыстың радиусы жұлдыздың радиусының төрттен біріне тең болады. Конвективтік зонаны сәулелік тепе-теңдік зона қоршайды, осы облыста энергияны жоғарғы қабаттарға тең сәулелену жолымен жеткізеді.

Бас тізбектің төменгі жағындағы жұлдыздар. Жұлдыздардың физикалық құрылысы күндікіндей болады. Кішкентай суық жұлдыздардың конвективтік зоналары өте күшті болады. Күннің 2% массасы конвекцияға қатысатын болса, KV жұлдыздардың затының 10% конвекцияға қатысады.

Субкарликтер және қызыл алыптар. Осы тізбекке жататын жұлдыздардың физикалық құрылысы олардың құрамына тәуелді. Бұл жұлдыздардың құрамында ауыр элементтер аздау кездеседі. Субкарликтердің затының мөлдірлігі күшті, сондықтан конвективтік зоналары болмайды. Осы жұлдыздар Галактиканың эволюциясынан өткен кәрі жұлдыздар. Центрлік облысында сутегі толығымен гелийге айналып гелийден тұратын ядро орналасады. Термоядролық реакция осы ядроны қоршаған сутегі бар температурасы жоғары шарлы қабатта жүреді. Осындай кезеңде жұлдыздардың ядролары сығылады да, тығыздық, қысым артып, гелий негізінде болатын термоядролық реакция жүруі мүмкін. Бұл реакцияның нәтижесінде гелий көміртегіге айналады, сондықтан осындай жұлдыздарда көміртегіден тұратын ядро пайда болуы мүмкін. Термоядролық реакциялар центрде доғарылған жағдайда, ядро сығылып, температура, қысым, тығыздық артып, ядродағы көміртегінің ядролары не протон, не нейтрон, не α-бөлшектерді қосып басқа химиялық құрамы әртүрлі болатын қабаттарға бөлінеді. Осындай жолмен темірге дейінгі химиялық элементтер пайда болады. Жұлдыздардың ядроларында осындай күрделі процестер жүргенде, жұлдыздың жоғарғы қабаттары ұлғайып, температура төмендейді, жұлдыз алыптар тізбегіне кетеді. Жұлдыздың радиусы, жарқырауы артып, осындай жұлдыздардың ядроларын өте жіңішке сәулелік тепе-теңдік зона қоршайды, ал жұлдыздың затының 70% күшті конвекция зонасында орналасады.

Ақ ергежейлілер – өте тығыз кішкентай жұлдыздар. Осы жұлдыздардың центрінде тығыздық дейін жетеді. Центрінде термоядролық реакциялар доғарылған, бірте бірте жылулық энергиясын кеңістікке таратып өшетін жұлдыздар.

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.

Сұрақтары: 1.Жұлдызға дейінгі арақашықтықты анықтаудың тригонометриялық әдісі. 2.Парсек. 3.Жарық жылы. 4.Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары: температура, радиус, жарықтылық. 5.Жұлдыздардың спектрі және спектрлік классификациясы. 6.Жұлдыз атмосферасының химиялық анализі.

 

 

Ші лекция. Жұлдыздардың анықталатын көрсеткіштерінің арасындағы байланысы. Герцшпрунг-Рессел диаграммасы. Негізгі тізбектер. Төтенше алып, қызыл алып, ақ ергежейлілер.

«Спектр – жарқырау» диаграммасы Жұлдыздардың жарқырауы және олардың спектрлерінің түрлерінің арасында белгілі бір тәуелділіктер бар екендігін XX-ғасырдың басында дат астрономы Герцшпрунг және АҚШ астрономы Рессел көзге жеткізген. Айтылған тәуелділіктер «спектр-жарқырау» диаграммасы (немесе Герцшпрунг-Рессел диаграммасы) деп аталатын графиктер түрінде көрсетіледі (1-сурет). Графиктердің бір осінде спектрлік класстар салынады, ал екінші осінде – абсолюттік жұлдыздық шамалар. Абсолюттік жұлдыздық шамалардың орнына жарқыраудың логарифмдері, спектрлік класстардың орнына түс көрсеткіштер немесе эффективтік температура алынуы мүмкін.