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

 

 

 

 


∆ұлдыздардың нег≥зг≥ физикалық сипаттамалары




 

 ласс ћасса ∆арқырау –адиус ∆ұлдыздық центрдег≥ Ёнерги€ көз≥ ‘отосфера
“ (k) p (г/см3) p (г/см3) “ (k) Ѕи≥кт≥к (км)
BO V   3Ј103   3Ј107   C-N 10-9    
G2 V       1,5Ј107   p-p 10-7    
KO V 0,5 0,5 0,6 107   р-р 3Ј10-7    
KO III 1,3 2Ј102   4Ј107 3,5Ј105 ядроны қоршаған жұқа қабатта р-р 10-8    
AO VII 0,9 10-3 10-2 107 1,5Ј107 ∆ылулық энерги€ 10-6   0,01

 

—ұрақтары: 1. ∆ұлдыздардың анықталатын көрсетк≥штер≥н≥ң арасындағы байланысы. 2.√ерцшпрунг-–ессел диаграммасы. 3.Ќег≥зг≥ т≥збектер. 4.“өтенше алып, қызыл алып, ақ ергежейл≥лер.

 

 

Ў≥ лекци€. Қос және есел≥ жұлдыздар. —пектрл≥кқос, тұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. ‘изикалық айнымалы жұлдыздар.ѕульст≥к айнымалылар. Ұзақ периодты айнымалылар. Ѕұрыс айнымалылар.

ќс жұлдыздар.

 ең≥ст≥кке жақын орналасатын сол себептен өзара физикалық әсерлесет≥н ек≥ жұлдыз қос жұлдыз болады. ќсындай қос жұлдыздардың әрб≥реу≥ физикалық пар жұлдыздың компонент≥ болады.  ейб≥р жағдайда үш, төрт, с. т. б. жұлдыз осындай жүйе құруы мүмк≥н. Қос жұлдыздар әлемде жи≥ кездесед≥, сондықтан оларды зерттеуд≥ң маңызы өте зор. ∆ұлдыздың қос екенд≥г≥н визуалды, фотометрл≥к, спектрл≥к әд≥стермен анықтауға болады. Әд≥стерге байланысты қос жұлдыздарды осындай түрлерге бөлед≥, б≥рақ физикалық жағынан осы парлардың ешқандай айырмашылығы болмайды.

¬изуалды Ц қос жұлдыздар. ∆ердег≥ бақылаушыдан алыс, б≥рақ өзара кең≥ст≥кте жақын орналасатын жұлдыздар жай көзбен бақылағанда б≥р≥г≥п көр≥нед≥. ќсындай жұлдызды телескоптың көмег≥мен бақылаған жағдайда, екеу≥ бөлек жеке көр≥нед≥. ќсындай қос жұлдыздарды визуалды қос жұлдыздар деп атайды. Қос екенд≥г≥н көп жылдық телескоптық бақылаудан анықтайды. ‘изикалық қос жұлдыздың компоненттер≥ жалпы массалық центрд≥ конус қимасы (көп жағдайда эллипс) бойынша айналып қозғалады.

 
јйналу периоды б≥рнеше жыл болған жағдайда осы период ≥ш≥нде б≥р жұлдыз ек≥нш≥ жұлдызды эллипс бойымен айналып шығады. јйналу периоды жүздеген жылдар болған жағдайда да оншақты жылдың ≥ш≥нде орбиталдық қозғалыс болатын-дығына көз жетед≥. ќсындай жұл- дыздардың қосарлануын анықтау үш≥н ек≥ жұлдыздың бұрыштық арақашықтығы және

позици€лық бұрыш -ны өлшейд≥. ѕозици€лық бұрыш деген ек≥ жұлдызды қосатын ј¬ түзу≥н≥ң дүниен≥ң солтүст≥к – полюс≥нен бұрыштық қашықтығы. ќсындай бақылаулардың нәтижес≥нде нөлден дей≥н және периодты түрде өзгерет≥ндег≥ көрсет≥лсе, осы ек≥ жұлдыз қос екенд≥г≥ дәлелденед≥. ќсындай визуалды Ц қос жұлдыздар б≥зге жақын орналасатын жұлдыздар арасында кездесед≥.

 омпоненттер≥ б≥р-б≥р≥не алыс (ондаған мың астрономи€лық б≥рл≥ктер) орналасатын жұлдыздардың орбиталдық қозғалысы өте ба€у болғандықтан, жоғары әд≥спен қос екенд≥г≥н дәлелдемейд≥. ќлардың қос екенд≥г≥н кең≥ст≥ктег≥ қозғалысының ортақ болатындығы көрсетед≥. ћысал рет≥нде ¬ƒ + 40 4 048 жұлдыздың сер≥г≥н≥ң ашылуы келт≥р≥л≥с≥н. ќсы жүлздыздың ете үлкен өзд≥к қозғалысы болатын. Өзд≥к қозғалысы . У59, бағыты . ќсы жүлдыздан 74Ф қашықтықта 18m-шамалы жүлдыздың бағытта мән≥ Ф, 45 өзд≥к қозғалысы бар екенд≥г≥ анықталды. ќсы ек≥ жүлдыздың өзд≥к қозғалыстарының шамаларымен бағыттары өте жақын болғандықтан қос жұлдыз деп есептейд≥.

 омпоненттерд≥ң жұлдыздық шамаларының айырымы үлкен болғанда жарық жұлдыздың маңайында сер≥кт≥ көру өте қиын, кейб≥р жағдайда т≥пт≥ мүмк≥н емес. Ѕұл жағдайда қос екенд≥г≥ жарық компонентт≥ң қозғалысы бойынша анықталынады. ∆еке жұлдыз аспанда үлкен шеңберд≥ң доғасы бойынша қозғалатын болса, қос жұлдыздың компонент≥ осы доғадан ек≥ жаққа қарай ауытқып б≥р ирек қисық бойынша қозғалады. ќсындай қос жұлдыздардың мысалы Ц —ириус, ѕроцион. ≈кеу≥ де қос жұлдыздың компонент≥ болып шықты, сер≥ктер≥ жарқырауы азғантай ақ ергежейл≥л≥р.

—пектрл≥к-қос жұлдыздар.  ейб≥р жұлдыздардың спектр≥нде спектрл≥к сызықтардың ек≥ жаққа қарай периодты ығысуы байқалынады. ќсындай жұлдыздар компонеттер≥н≥ң бүрыштық арақашықтығы 0,Ф05 аз болатын қос жұлдыздар екенд≥г≥ анықталды. Ѕұл жұлдыздар т≥пт≥ өте күшт≥ телескоппенде жеке-жеке көр≥нбейд≥. —ондықтан, жұлдыздардың қос болуы тек спектрл≥к әд≥спен көрсет≥лет≥н жұлдыздар спектрл≥к-қос жүлдыздар болып табылады. Қос жұлдыздың спектрл≥к сызықтарының ығысуы болу үш≥н бұл жұлдыздардың орбиталдық жазықтығы сурет жазықтығына көлбеу орналасуы керек, компоненттерд≥ң орбиталдық жазықтығымен бақылаушының көру бағытының арасындағы бұрыш 900 болмауы керек.

≈гер бақылаушы компонеттерд≥ң орбитасының жазықтығында орналастын болса, қос жұлдыздың әрб≥реу≥ өз≥н≥ң орбиталдық қозғалысы саласында не бақылаушыға жақындайды, не алыстайды. ƒопплер эффект≥ бойынша жарық көз≥ жақындағанда спектрл≥к сызықтар күлг≥н, ал алыстағанда- қызыл облысқа ығысады. ќсы ығысулардың периоды орбиталдық қозағалыстың периодына тең болады. —ол себетен қос жұлдыздардың спектрл≥к сызықтары қосарланып, периодты түрде орташа орыннан ек≥ жаққа қарай ығысады, қос жұлдыздың б≥р компонент≥н≥ң жарқырауы ек≥нш≥с≥нен әлде қайда көп болғанда, қосарлану байқалмай, тек сызықтардың ығысуы байқалады. —пектрл≥к сызықтардың ығысуы бойынша қос жұлдыз жүйес≥ туралы көп мәл≥меттер анықтауға болады: айналу периоды, эксцентриситет, массалар.

Қаз≥рг≥ кезде 2500 спектрл≥к Ц қос жұлдыздар белг≥л≥.

‘отометрл≥к қос жұлдыздар.“ұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. Қос жұлдыздың орбитасының жазықтығы көру бағытында орналасқан жағдайда б≥р жұлдыз ек≥нш≥ жұлдыздың алдынан өт≥п, қос жұлдыздан келет≥н жарық ағыны периодты түрде өзгер≥п отырады. Ѕ≥р-б≥р≥не жақын ораналасатын және жұлдыздық шамасы периодты түрде өзгерет≥н қос жұлдыздар тұтылмалы-айнымалы қос жұлдыздар деп аталады. ќсындай жұлдыздардың қос екенд≥г≥ фотометрл≥к әд≥спен анықталған себептен, бұларды фотометрл≥к қос жұлдыздар деп де атайды. ∆арқырауы көп болатын жұлдызды бас жұлдыз деп екен≥ш≥с≥н оның сер≥г≥ дейд≥. ∆ұлдыздық шаманың уақытқа байланысты өзгеру графиг≥н жарқырау қисығы деп атайды. ∆ұлдыздың көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы ең аз, немесе жарықтылығы ең көп болған уақыт момент≥н максимум дәу≥р≥, ал жарықтылығы ең аз болған уақыт момент≥н минимум дәу≥р≥ деп атайды. ћаксимумдег≥ және минимумдег≥ жұлдыздық шамалардың айырмасы амплитуда, ек≥ қатар минимумның уақыт аралығын айнымалдылықтың периоды деп атайды.

Қаз≥рг≥ кезде белг≥л≥ фотометрл≥к-қос жұлдыздардың саны 3000.

∆арықтылық қисығының формасыны байланысты осы жұлдыздарды үш түрге бөлед≥: 1. јлголь (ѕерсейд≥ң ) тәр≥здес қос жұлдыздар: бұл жұлдыздардың жарықтылығының ек≥ анық көр≥нет≥н минимумдер≥н≥ң шамалары арасында көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы өзгермейд≥; 2. Ћира шоқжұлдызының -сы тәр≥здес жұлдыздар: ек≥ минимумн≥ң шамалары әртүрл≥ болып, олардың арасында жарықтылық үнем≥ өзгеред≥; 3. Үлкен јюдың β -сы тәр≥здес жұлдыздар: ек≥ минимумн≥ң шамалары б≥р-б≥р≥не жақын (4-сурет). Қаз≥рг≥ кезде белг≥л≥ фотометрл≥к қос жұлдыздардың периодтары 81,5 минуттен 57 жыл аралығында.

 

 

4-сурет. ∆ұлдыздардың жарқырау қисықтары

 

∆арықтылық қисығы бойынша қос жұлдыздардың периодын, орбитаның көлбеул≥г≥н, эксцентирситетт≥ анықтайды. ћинимумдерд≥ң ұзақтылығы бойынша компонеттерд≥ң радиустер≥н≥ң қатынасын, ал минимумдерд≥ң тереңд≥г≥ бойынша ек≥ жұлдыздың жарқырауларының қатынасын табуға болады.

‘отометрл≥к қос жұлдыздардың спектрл≥к сызықтары периодты ығысуда болып, осындай жұлдыздар спектрл≥к әд≥стермен де зерттелед≥. —ондықтан осындай қос жұлдыздар туралы бақылаудан көптеген мәл≥меттер табуға болады.

“ығыз қос жұлдыздар. јрақашықтары жұлдыздардың радиустер≥не жақын болатын қос жұлдыздар тығыз қос жұлдыздар болады. ќрбиталдық қозғалыстың периоды 100 тәул≥ктен аспайды, жылдамдықтары 300-350 км/с. “асу күштер≥н≥ң әсер≥нен осындай жұлдыздардың формалары өзгер≥п эллипсоид тәр≥здес болады. Әрб≥р жұлдыздың гравитаци€лық өр≥с≥н≥ң потенциалы

5-сурет. Ёквипотенциалдық беттер≥н≥ң кеск≥н≥
тең болатын беттер≥н≥ң /эквипотенциал беттер≥н≥ң/ формалары өте күрдел≥ болады /5-сурет/. ≈ң ≥шк≥ бет Ћагранждың , нүктес≥нен өтед≥. ќсы бетт≥ң ≥ш≥ндег≥ кең≥ст≥к –оштың ≥шк≥ кең≥ст≥г≥ /полость/ деп аталады.

∆ұлдыздың сыртқы қабаттары –ош кең≥ст≥г≥нен шығатын болса, газ б≥р жұлдыздан ек≥нш≥ жұлдызға қарай жылжыйды, немесе ек≥ жұлдызды қоршайтын газ қабыршығын құрайды. Ћира шоқжұлдызының жұлдызы осындай жүйе құрады. —пектрл≥к әд≥спен ек≥ жұлдызды қоршаған газ қабаты және әрб≥р жұлдыздан ек≥нш≥ жұлдызға бағытталған ек≥ газ ағыны ашылған.

ќсындай тығыз жұлдыздар арасында көптеген ерекше қызықты жұлдыздар ашылған: жаңа жұлдыздар, ¬ольф-–айе жұлдыздары, қосарланған рентген сәулелену≥н шығыратын объект≥лер.

‘изикалық айнымалы жұлдыздар.  өптеген жұлдыздардың жарқырауының өзгеру≥ осы жұлдыздардың ≥шк≥ қабаттарында жүрет≥н физикалық процестерге қатысты болады. ќсындай жұлдыздарды физикалық айнымалы жұлдыздар деп атайды. Қаз≥рг≥ уақытта 30000-ға жуық физикалық айнымалы жұлдыздар ашылған. јйнымалдалығының сипатына байланысты оларды ек≥ үлкен топқа бөлед≥. Ѕ≥реулер≥н Ц пульст≥к айнымалы, ек≥нш≥лер≥н Ц эруптивт≥к айнымалы жұлдыздар деп атайды. ѕульст≥к айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеру≥ осы жұлдыздардың радиусымен эффективт≥ температурасының өзгеру≥не тәуелд≥ болады. Ёруптивт≥к айнымалы жұлдыздардың жарқырауы жұлдыздың ≥шк≥ қабаттарында жүрет≥н жарылу процестер≥не байланысты өзгеред≥.

јйнымалы жұлдыздар ерекше белг≥ленед≥. Әрб≥р шоқжұлдыздың б≥р≥нш≥ 334 айнымалы жұлдыздары латын алфавит≥н≥ң б≥р немесе ек≥ әр≥п≥мен қалғандары т.с.б. белг≥ленед≥.

Өзара ұқсас айнымалы жұлдыздар б≥р≥кт≥р≥л≥п, ең б≥р≥нш≥ ашылған жұлдыздың атауымен аталады. ћысалы, Ѕикеш шоқжұлдызының W жұлдызы тәр≥здес. “орпақ шоқжұлдызының “ жұлдызы тәр≥здес, т.с.б.. Қысқарақ осы түрлерд≥ң аталуы Ѕикешт≥ң W-сы. “орпақтың “-сы тәр≥здес айнымалылар болады. ÷ефейд≥ң δ-сы тәр≥здес айнымалы жұлдыздарды цефейдтер, ал Ћираның RR-ы тәр≥здес айнымалы жұлдыздарды лиридтер деп атайды.

 

ѕульст≥к айнымалы жұлдыздар. ќсы топқа жататын жұлдыздар б≥рнеше түрлерге бөл≥нед≥. Ќег≥зг≥ түрлер≥ цефейдтер, Ѕикешт≥ң W-сы тәр≥здес, лиридтер, ұзақ периодты

айнымалылар, жартылай дұрыс айнымалылар, дұрыс емес айнымалылар болады. ѕульст≥к айнымалы жұлдыздардың жалпы саны 15000.

6-сурет. ÷ефейдтерд≥ң сипаттамаларының уақытқа тәуелд≥л≥г≥
÷ефейдтер. Ѕұл айнымалы жұлдыздардың нег≥зг≥ сипаты Ц олардың көр≥нерл≥к жұлдыздық шамаларының периодты түрде б≥р тект≥ өзгеру≥. Әрб≥р жұлдыздың периоды өте жоғары дәлд≥кпен сақталып отырады.  өр≥нерл≥к жұлдыздық шаманың максимум және минимум мәндер≥н≥ң айырымы амплитуда / / деп аталады.

÷ефейдтерд≥ң жарқырауының өзгеру≥н≥ң амплитудалары болып, периодтары ≤ тәул≥ктен 70 тәул≥кке дей≥н созылады. ÷ефейдтер F, G спектр-л≥к класстарына жататын алып немесе төтенше алып жұлдыздар болатындығы анықталған. ÷ефейдтерд≥ң жарқырауы қисығының /көр≥нерл≥к жұлдыздық шаманың уақытқа тәуелд≥г≥н≥ң графиг≥/ түр≥ симметри€лық болмайды: ∆арқырау жылдамырақ артып, ба€у кемид≥ /6-сурет/. ÷ефейдтерд≥ң көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасымен б≥рге эффективт≥к температурасы /“/, спектрл≥к классы, сәулел≥к жылдамдығы / /, радиусы /R/ өзгеред≥.

÷ефейдтерд≥ң осы ерекшел≥ктер≥ олардың атмосфераларының периодты түрде пульсаци€ланатындығын көрсетед≥. ƒемек, жұлдыздың көлем≥ периодты түрде үлкей≥п аза€ды. ќсындай құбылысты пульсаци€ деп атайды. ѕульсаци€ болу үш≥н жұлдыздың атмосферасында дұрыс тербел≥стер сақталатын физикалық шарттар орындалу керек.

Қалыпты немесе нормаль жұлдыздырадың ≥шк≥ қабаттарында гравитаци€лық орнықтылық сақталады, €ғни әрб≥р элементар заттар көлем≥ тепе-теңд≥кте болады. ∆ұлдыздың тепе-теңд≥г≥ гравитаци€лық және газдың ≥шк≥ қысымының күштер≥н≥ң өзара тең болуымен түс≥нд≥р≥лед≥. ќсы теңд≥к бүзылған жағдайда жұлдыздың көлем≥ не артады, не кемид≥. “епе-теңд≥кке қайтып оралу үш≥н жұлдыздың заты тербел≥с қозғалысына келу≥ мүмк≥н. ќсындай тербел≥стерд≥ң дұрыс күй≥н сақтауға энерги€ны қамтамасыз етет≥н механизм керек. Ѕұл энерги€ жұлдыздың сәулелену≥нен пайда болады, ал тербел≥стерд≥ң дұрыс күй≥н≥ң сақталуы атмосфераның жоғарғы қабаттарының мөлд≥рл≥г≥н≥ң өзгеру≥не байланысты екенд≥г≥н анықтаған. ќсы құбылыстардың мөлд≥рл≥г≥ гелийд≥ң күй≥не тәуелд≥ болады. √елий толық иондалған жағдайда мөлд≥рл≥к артады, төменг≥ қабаттардан шыққан сәулел≥к энерги€ жоғарғы қабаттарға бөгетс≥з тасымалданады. ≈герде гелий толық иондалмай бейтарап күй≥нде қалатын жағдайда осы атомдар ультракүлг≥н сәулелерд≥ толық жұтып, жоғарғы қабаттарға тасымалданатын энерги€ мөлшер≥ кемид≥. Ёнерги€ кем≥генде зат суиды, €ғни температура кемид≥.

≈нд≥ тепе-теңд≥к жағдайы бұзылған және атмосферасының жоғарғы қабатында гелий иондалған күй≥нде кездесет≥н жұлдызды қарастырайық. —ол кезеңде жұлздызың көлем≥ арта бастасын. —онда көлем≥, артқанда, температура кемид≥, гелий иондалған күй≥нен нейтрал күй≥не айналады. ќсы жағдайда бұл қабаттың мөлд≥рл≥г≥ азайып, сәулелену жұтылып, жұлдыздың көлем≥ кем≥п, температура артады. “емпература артқанда гелий толық иондалады, осы қабаттың мөлд≥рл≥г≥ артады, сәулелену кедерг≥с≥з бұл қабаттан өт≥п, жұлдыздың көлем≥ ұлға€ды. Ѕастапқы жағдай қайталанып, жұлдыздың атмосферасы пульсаци€ланады. ∆ұлдыздың жарқырауы, спектрл≥к классы, темпетарусы, радиусы периодты түрде өзгеред≥.

ќсындай жұлдыздардың периодтары өздер≥н≥ң массаларына тәуелд≥:

,

– Ц период, R-радиус, т Ц масса.

∆оғарғы өрнекке массаның орнына жұлдыздың орташа тығыздығын апарып қойған жағдайда төмендег≥ өрнек шығады:

– Ц тәул≥кпен алынған период.  үнн≥ң орташа тығыздығымен алынған орташа тығыздық.

7-сурет. Ђѕериод-жарқырауї тәуелд≥л≥к
∆ұлдыздардың жарықтылығы массасына тәуелд≥ болғандықтан және жоғарыдаға өрнектерд≥ еске алса, цефеидтерд≥ң периоды мен жарықтылығы өзара тәуелд≥ болатындығы түс≥нкт≥. ќсы тәуелд≥л≥к алғаш бақылаудан табылған. Қаз≥рг≥ уақытта период-жарықтылық тәуелд≥л≥г≥ тек цефейдаларға емес, лиридтерге де, тәр≥здес айнымалыларға да орындалатыны анықталған (7-сурет). ќсы тәуелд≥л≥кт≥ң астроно-ми€да маңызы өте зор, себеб≥ оның

көмег≥мен алыс объект≥лерд≥ң қашықтығын анықтауға болады. Ѕақылау нәтижес≥ жұлдыздың айнымалдылығының – периодын және жұлдыздық т көр≥нерл≥к жұлдыздың шамасын беред≥. ∆оғарғы тәуелд≥л≥к графиг≥нен – периоды бойынша, ћ абсолютт≥к жұлдыздық шамасын табамыз. јбсолютт≥к жұлдыздық шама төменг≥ өрнекпен анықталған:

r Ц парсекпен алынған қашықтық. —оңғы өрнектен r-ды есептейд≥,

Ћиридтер. Ѕұл айнымалы жұлдыздардың периодтары 80 минуттен 1,2 тәул≥кке дей≥н жетед≥, ал жарқырау қисықтарының формалары цефейдтерд≥к≥не ұқсас болады /8-сурет/.

∆арқырауларының амплитудасы 1 т тең болады. Ћиридтер ј спектрл≥к классының алып жұлдыздары және абсолютт≥к жұлдыздық шамалары 0 т жақын болады, демек осы жұлдыздардың жарықтылығы күнн≥ң жарықтылығынан 100 есе артық болады.

9-сурет. ƒұрыс емес айнымалдылардың жарқырау қисығы
ѕульст≥к айнымалы жұлдыз-дардың басқа түрлер≥. Үлкен јрланның -сы тәр≥здес айнымалы жұлдыздардың саны 40-қа жуық. јйнымалдығының сипаты бойынша бұл жұлдыздар лиридтерге ұқсас, б≥рақ амплитудалары азырақ / / болады. ѕериодтары 3-6 сағат, алып ыстық жұлдыздарға жатады.

∆оғарыда айтып өткен айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеру≥ дұрыс болады, €ғни олардың периодтары, амплитудалары өз мәндер≥н сақтайды. ќсындай пульст≥к айнымалы жұлдыздармен б≥рге жарқырау қисығының сипаты өзгермел≥ болатын пульст≥к айнымалылар көзге жақсы түсед≥. ќсы жұлдыздардың жарқырау қисығында б≥рнеше терең және та€з минимумдер кездесед≥ /9-сурет/ амплитудалары ден 3 m,5, ал периодтары 30 тәул≥ктен 150 тәул≥кке дей≥н болады. “орпақтың

9-сурет. ƒұрыс емесе айнымалдылардың жарқырау қисығы

 

RV-сы тәр≥здес пульст≥к айнымалы жұлдыздар F, G, K спектрл≥к класстарына жатады. ќсы жұлдыздардың жарқырауы максимумге жеткенде спектр≥нде эмисси€лық сызықтар, ал минимумде титанның тотығының жұтылу жолақтары байқалады. Ѕұл ек≥ ерекшел≥к осы жұлдыздардың спектр≥нде ыстық және суық жұлдыздардың сипаты б≥рге кездесет≥н≥ң айқындайды. —ондықтан “орпақтың RV-сы тәр≥здес айнымалы жұлдыздардың цефейдтермен басқа пульст≥к айнымалы жұлдыздардың аралығында жататын айнымалылар.

÷ефейдт≥ң -сы тәр≥здес суық спектрл≥к классына жатады және жартылай дұрыс қызыл айнымалылар деп аталады. ќлардың жарқырауы кейб≥р уақытта оншақты немесе жүздеген тәул≥ктерде өте үлкен мәнге өзгеру≥ мүмк≥н. ќрташа перидтары 100d.

ќсы жұлдыздармен б≥рге қатар қызыл дұрыс емес айнымалылар кездесед≥. —олардың ≥ш≥нде өте қызықтысы  ит шоқжұлдызының ћира (таңғажайып) жұлдызы. ћира тәр≥здес айнымалы жұлдыздардың көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы ға өзгеру≥ мүмк≥н. яғни бәсеңдеу жұлдыз кейб≥р уақытта жарқырап, жарық жұлдыздардың қатарына келед≥. —ол себебтен жұлдызды ћира деп атаған.

ѕульст≥к айнымалы жұлдыздардың пульсаци€ларының периоды жұлдыздың орташа тығыздығының кему≥мен артады. ѕульст≥к айнымалы жұлдыздардың нег≥зг≥ түрлер≥н≥ң Ђспектр-жарықтылықї диаграммасындағы орналасуы төмендег≥ 10-суретте көрсет≥лген.

10-сурет. ‘изикалық айнымалы жұлдыздардың √-– диаграммасында орналасуы

—ұрақтар: 1. Қос және есел≥ жұлдыздар. 2.—пектрл≥к қос, тұтылмалы-айнымалы жұлдыздар. 3.‘изикалық айнымалы жұлдыздар.4.ѕульст≥к айнымалылар.5.Ұзақ периодты айнымалылар. 6.Ѕұрыс айнымалылар.

Ћекци€. ∆ұлдыздар физикасы. Ёруптивт≥к айнымалылар. ∆аңа және төтенше жаңа жұлдыздар. ѕульсар. Ќейтрон жұлдыздар. Қара құрдымдар.

Ёруптивт≥к айнымалы жұлдыздар,  өптеген айнымалы жұлдыздардың жарқырауының өзгеру≥ б≥р жүйеге келмей үлкен амплитудалы болады. ќсындай өзгер≥стер не жұлдыздың ≥шк≥ қабаттарынан ыстық газдың атқылауына /эрупци€/, не жарылыс тәр≥здес құбылыстарға байланысты болады. Ёруптивт≥к айнымалы жұлдыздар “орпақтың “-сы тәр≥здес,  итт≥ң UV-сы тәр≥здес, жаңа және төтенше жаңа жұлдыздарға бөл≥нед≥.

“орпақтың “-сы тәр≥здес жұлдыздар F Ц G спектрл≥к класстарына жатады. Ѕұл жұлдыздардың жарқырауының өзгеру≥ өте жылдам және дұрыс емес болады.  өр≥нерл≥к жұлдыздық шаманың өзгеру≥з 3m жетед≥. ќсындай жұлдыздардың спектр≥нде күнн≥ң хромосферасының спектр≥ндег≥дей эмисси€лық сызықтар байқалып, қара жұтылу сызықтардың ығысуы спектрд≥ң қызыл облысына бағытталып, эмисси€лық сызықтардың ығысуы спектрд≥ң күлг≥н облысына қарай болады. јйтылған ығысулар суық заттың жұлдыздың ≥ш≥не қарай, ал ыстық заттың жұлдыздың бет≥не қарай қозғалатындығын көрсетед≥.

 итт≥ң UV-сы тәр≥здес айнымалы жұлдыздар  , ћ спектрл≥к класстарына жатады. јз уақыт аралығында жарқырауы көп шамаға өзгеред≥ және бұл өзгер≥стер күнн≥ң хромосфералық от алуына ұқсас болады.

ќсындай эруптивт≥к жұлдыздар әл≥ де гравитаци€лық орнықтылыққа жетпеген жас жұлдыздар болып табалады. ≤шк≥ қабаттарында өте күшт≥ конвекци€ немесе заттың алмасуы болғандықтан, ыстық газ жоғары қарай атқыланып, жұлдыздың жарқырауы осы құбылысқа қатысты артады.

∆аңа жұлдыздар жаңа пайда болған жұлдыздар емес эруптивт≥к айнымалы жұлдыздардың б≥р түр≥. ќсындай жұлдыздардың көр≥нерл≥к жұлдыздың шамасы жұлдыздың шамаға кемид≥, демек жарықтылығы 104 Ц 105 есе артады. ∆ұлдыздың жарқырауы өзгергенде /жұлдыз от алды деуге болады/ жұлдыз өз≥нен 1038 ƒж энерги€ шығарады. Ѕ≥рнеше жылдан кей≥н осындай жұлдыздың маңайында массасы және 1000 км/с жылдамдықпен ұлға€тын газ қабыршығы бақыланады. ∆ұлдыз от алғанда атмосферасының жоғарғы қабаты сыпырылып түс≥р≥лед≥.

∆аңа жұлдыздардың жарқырауымен б≥рге спектр≥н≥ң түр≥ өзгеред≥. ћаксимумның алдында жаңа жұлдыздың спектр≥ ј,Ғ классына жататын төтенше алып жұлдыздардың спектр≥не ұқсас болады. яғни, жұлдыздың спектр≥ндег≥ сызықтар өте ж≥ң≥шке және терең болады, сонымен қатар спектрл≥к сызықтардың ығысуы күлг≥н облысқа қарай болып, атмосфераның ұлғайғаның көрсетед≥. ∆ұлдыздың радиусы үлкейгенде температурасы өзгермейд≥, демек жарықтылықтың артуы тек жұлдыздың толық бет≥н≥ң ауданының өсу≥мен түс≥нд≥р≥лед≥. ∆ұлдыз б≥рте-б≥рте ұлғайып сыртқы қабаттарынан айырылады. ∆оғарғы газ қабаттары б≥рте-б≥рте кең≥ст≥кте таралып, осы қабаттардың тығыздығы кем≥п, жұлдыздың ≥шк≥ қабаттары көр≥не бастайды. —ондықтан максимумнен кей≥н жұлдыздың спектр≥ ыстық ¬ классына жататын жұлдыздардың спектр≥не ұқсас болады. ќсыдан кей≥н жұлдыздың жарқырауы кеми бастайды, спектр≥нде жалпақ эмисси€лық сызықтар байқалады. Ѕ≥р-ек≥ жылдан кей≥н жұлдыз өз≥н≥ң бастапқы қалпына келед≥.

—оңғы уақытта көптеген бақылаулардан жаңа жұлдыздар жақын орналасқан қос жұлдыздар екенд≥г≥ анықталған. ∆ұлдыздың жарқырауының өзгеру≥ осыған байланысты екенд≥г≥ дәлелденген. ќсы ек≥ жұлдыздың б≥реу≥ суық, ек≥нш≥с≥ 0-¬ классының ыстық жұлдызы. ∆аңа жұлдыз феномены осы ыстық массасы /1-0,1/ жұлдыздың от алуы мен түс≥нд≥р≥лед≥.

 ейб≥р жаңа жұлдыздардың от алуы қайталанады. Қаз≥рг≥ уақытта 300 дей жаңа жұлдыз ашылған, солардың ≥ш≥нде 150-≥ б≥зд≥ң √алактикада, 100-≥ јндромеда тұмандығында, басқалары жақын галактикаларды орналасады. ∆аңа жұлдыздардың жарқырау қисығы төменг≥ 11-суретте келт≥р≥лген.

19-сурет. ∆аңа жұлдыздардың жарқырау қисығы

“өтенше жаңа жұлдыздар сирек кездесет≥н объект≥лер. Ѕ≥р галактикада 300 жылда б≥р төтенше жаңа жұлдыз от алады /немесе жарылады/. “өтенше жаңа жұлдыздар жаңа жұлдыздар тәр≥здес от алатын жұлдыздар. Ѕ≥рақ максимумде абсолютт≥к жұлдыздық шамалар дей≥н жетед≥, демек б≥р жұлдыздың жарқырауы к≥шкентай галактиканың жарқырауына тең болады. ќсындай жұлдыздар от алғанда жарықтылығы он шақты миллион есе артады, жарқырау амплитудасы 19 т -ға тең. ќт алғанда шығарылатын энерги€ 1041 Ц 1042 ƒж, немесе жаңа жұлдыздард≥к≥нен 1000 есе көп болады, фотографи€лық әд≥спен басқа галақтикаларда 300-дей төтенше жаңа жұлдыздар /SN/ анықталған. “елескоптық дәу≥рде б≥зд≥ң √алактикада б≥рде төтенше жаңа жұлдыз бақыланған жоқ. Ѕ≥рақ 1054 жылы б≥зд≥ң √алактикада “орпақ жұлдызында Ўолпан си€қты жарқырап т≥пт≥ күнд≥з көр≥нет≥н жұлдыз байқалған, Қаз≥рг≥ күндерде осы жұлдыздың орнында Ўа€н тұмандығы деп аталатын газ тұмандығы бар. ќсы жұлдыз б≥зд≥ң √алактикада от аталған төтенше жаңа жұлдыз болып саналады. Ѕ≥зд≥ң √алактикада 1572 жылы “ихо Ѕраге, 1604 жылы …оганн  еплер бақылаған тағы ек≥ төтенше жаңа жұлдыз от алғаны сен≥мд≥. “өтенше жаңа жұлдыздардың орнында газ тұмандығы түр≥нде қалдықтар байқалады. ∆ұлдыз от алғанда массасы 0,3 жылдамдығы 10000 км/с болатын жоғарғы қабаттары атқыланып сыпырылады. ќсындай жұлдыздар төтенше жаңа жұлдыздардың ≤ тип≥не жатады. јл атқыланатын заттың массасы 1-10 , болып 6000 км/с жылдамдықпен сыпырылса бұл төтенше жұлдыздардың ≤≤ тип≥не жатады.  ейб≥р /көб≥несе ≤≤ тип / төтенше жаңа жұлдыздардың барлық заты атқылануы мүмк≥н, ал қалғандарының тек жоғарғы қабаты сыпырылып, ыстық €дросы қалуы мүмк≥н. “өтенше жаңа жұлдыздардың осындай қалдықтары нейтрон жұлдызға айналады.

ќсындай қалдықтар қаз≥рг≥ кезде бақыланған және пульсарлар деп аталатын импульст≥ радиосәулеленуд≥ң көз≥, белг≥л≥ пульсарлардың саны 1000-дай. ќлардың периодтары 0,0015-4,3 с арасында. Ѕұл объект≥лер айналатын нейтрон жұлдыздар, периодтары нейтрон жұлдызының айналу периодына тең, сондықтан олардың радиусы 10 км дей. Ќейтрон жұлдыздардың тығыздығы €дролық тығыздыққа тең болады.

јстрономи€лық обсерватори€ларда төтенше жаңа жұлдыздардың қызмет≥ атқарылып әрб≥р ашық түнде жақын галактикалардың фотобейнес≥ түс≥р≥лд≥. ќсындай жолмен қаз≥рг≥ уақытқа 500 төтенше жаңа жұлдыздар басқа галактикаларда т≥ркелд≥. Ѕ≥зд≥ң √алактикада 140-тан к≥шкене көп SN-ның жарылуының ≥здер≥ айқындалды. Ѕұлар төтенше жаңа жұлдыз жарылғандағы олардың газ қалдықтары. ∆оғарыда айтылған Ўа€н тұмандығынан басқа тұмандықтар:  ассиопе€ ј, јққу тұмандығы, т.с.б.

1987 жылы Үлкен ћагеллан Ѕұлтында төтенше жаңа жұлдыз бақыланды және SN жұлдыздар жөн≥нде көптеген сен≥мд≥ мәл≥меттер берд≥.

—ұрақтары: 1.∆ұлдыздар физикасы. 2.Ёруптивт≥к айнымалылар. 3.∆аңа және төтенше жаңа жұлдыздар. 4.ѕульсар. 5.Ќейтрон жұлдыздар. 6.Қара құрдымдар.

Ў≥ лекци€. √алактиканың құрылымы туралы қысқаша мағлұмат: өлшемдер≥, п≥ш≥н≥, к≥рет≥н объект≥лер. ∆ұлдыздардың √алактикада орналасуы.Құс жолы. ∆ұлдызды статистиканың әд≥стер≥. ∆ұлдыздық шоғыр мен ассоциаци€.  үнн≥ң √алактикада орналасуы. √алактиканың айналуы. ∆ерг≥л≥кт≥ жүйе.

∆ұлдыздық аспанды айсыз түнде бағдарласақ ол б≥зге ғаламат әсер беред≥. Ѕарлық аспанымыз арқылы өтет≥н, үлкен дөңгелек бойында орналасқан ақшыл сүт түст≥ аса енд≥ жолақты Ц Құс жолы деп атайды, ол көптеген жұлдыздардан тұрады. Ѕ≥рнеше жүздей миллиард жұлдыздардан тұратын осы жұлдыздар жүйес≥ Ц Ѕ≥зд≥ң √алактика деп аталады. √алактикадағы көптеген жұлдыздар топталып жұлдыздық шоғырларды түзейд≥. Ѕ≥здерге жақынырақ орналасқан Үркер, √иадтар деп аталатын, √еркулес шоқжұлдызындағы шоғырлануар жақсы зерттелген.

∆ұлдыздар мен жұлдыздық шоғырларынан басқа б≥зд≥ң √алактиканың құрамында тозаңдар /ұсақ қатты бөлшектер/ бар, сирет≥лген газдар өте көп мөлшерде кездесед≥. ќсы заттардың тығыздығы кейб≥р бөл≥ктерде тым көб≥рек болса, олар газ бен тозаңдардан тұратын диффузи€лық тұмандықтарды құрайды. ∆арық жұлдыздардың маңында олар жақсы көр≥нет≥нд≥ктен Ц жарық тұмандықтар, ал құс жолының ашықтау бөл≥ктер≥нде Ц қараңғы тұмандықтар түр≥нде байқалынады.

—онымен қатар, б≥зд≥ң √алактика құрамында жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалатын энерги€лары жоғары көптеген элементар бөлшектрден тұратын космостық сәулелер де кездесед≥.

Ѕ≥зд≥ң √алактиканың диаметр≥ 30 кпк тең, ал күн жүйес≥ оның орталық бөл≥г≥нен алыстау орналасқан. Құс жолындағы диффузи€лық орталардың әсер≥нен телескоптың көмег≥мен тек 3 килопарсек /кпк/ қашықтықтағы объект≥лерд≥ бақылауға болатындықтан. Ѕ≥зд≥ң √алактиканың жалпы құрылысын зерттеу өте қиын.

 осмос әлем≥нде, б≥зд≥ң √алактикаданда басқа млрд тарта галактикалар бар. ќлардың құрамындарында 100-10 миллиард жұлдыздар және массасы жағынан 1-2% тозаң мен газдар бар болғандықтан, зерттеулер нәтижес≥нде б≥зд≥ң де √алактиканың сыртқы түр≥н≥ң қандай болатындығын өз≥м≥зге елестеу≥м≥зге болады.

Ғалымдардың болжамдары бойынша, б≥зд≥ң √алактиканың құрылысы жақын орналасқан және көб≥рек зерттелген јндромеда тұмандығына ұқсас болар дел≥мед≥.

Ѕ≥зд≥ң √алактиканың жұлдыздарының үлес≥. √алактиканың құрылысын зерттеу үш≥н галактикалық сфералық координаталар қолданылады. јспан сферасындағы Құс жолының ортасы арқылы өтет≥н үлкен шеңбер Ц галактикалық экватор немесе галактикалық жазықтық деп аталады. Ѕұл жазықтық аспан экваторымен бұрыш жасап, оны Ѕүрк≥т шоқжұлдызында тұратын шығу және және ≈динорог шоқжұлдыздағы Ц бату деп аталатын галактикалық түй≥ндерде қиып етед≥. √алактиканың —олтүст≥к полюс≥ / / ¬ероника Ўашы деп аталатын шоқжұлдызда / және ал ќңтүст≥к галактикалық полюс / / - —кульптор шоқжұлдызында және орналасқан.

1-сурет. √алактикалық координаттар
√алактикалық полюстер арқылы өтет≥н /1-cурет/ жартышеңберд≥ галактикалық енд≥к шеңбер≥ дейд≥.  ез келген шырақтың орны галактикалық бойлық / / және галактиклық енд≥к /в/ координаттары арқылы анықталады. √алактикалық бойлық (l=Cn) деп шығу түй≥ннен галактикалық экватор бойымен шығыстан батысқа қарай 00 пен 3600 аралығында анықталатын экватор доғасын айтады. јл галактикалық енд≥к деп, енд≥к шеңбер≥н≥ң галактикалық экватордан бастап +900 /ѕ/ мен Ц900 / / аралықта

анықталатын шыраққа дей≥нг≥ енд≥к шеңбер≥н≥ң доғасын айтады.

Ѕ≥зд≥ң √алактиканың к≥нд≥г≥ ћерген /—трелец/ шоқжұлдызында орналасқан. √алактикалық координаттарды бақылау арқылы анықтауға болмайды, экваторлық координаттардың көмег≥мен 0,01 дәлд≥кпен есептел≥нед≥.

√алактиканың құрылысын анықтау үш≥н ек≥ түрл≥ статистикалық әд≥стер қолданылады. ≈ң жарық жұлдыздан бастап көр≥нерл≥к жұлдыздың шамасы -ге дей≥нг≥ жұлдыздарды есептеу үш≥н интегралдық жарықтылық функци€сы -д≥, ал көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы Ц аралығындағы жұлдыздарды анықтау үш≥н дифференциалдық жарықтылық функци€сы ј/ /-д≥ пайдаланады.  өр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы 1 -ге кем≥генде жұлдыздар санының өс≥м≥ болады. Ѕарлық аспан бөлшектер≥ үш≥н есептеулер нәтижес≥ тең болды. ƒифференциалдық функци€ шамасы көр≥нерл≥к жұлдыздың шамалары дей≥нг≥ аралықта артады, дегенмен оның өсу≥ онша емес.

ћысалы:

Ѕұл нәтижелерден б≥зд≥ң √алактикадағы жұлдыздар оның барлық аймағында б≥ркелк≥ таралмағандығын көрсетед≥. ≈герде, жұлдыздар б≥зд≥ң жүйеде б≥рқалыпты таралып орналасса

-ге тең болуы керек ед≥.

ћатематикалық статистикаға экстрапол€ци€ қолданғанда б≥зд≥ң галактикадағы жұлдыздар саны және көптеген жұлдыздардың көр≥нерл≥к жұлдыздық шамалары 30 болуы керек.

Әртүрл≥ √алактикалық енд≥ктег≥ аспанның тең аудандарындағы жұлдыздардың санын есептегенде галактикалық жазықтықтан алыстаған сайын дер≥ б≥рдей жұлдыздар саны кемит≥нд≥г≥ анықталды. √алактикалық экватор маңындағы интегралдық функци€ны , ал галактикалық полюстег≥н≥ Ц деп белг≥лесек, олардың б≥р-б≥р≥не қатынасы Ц галактикалық концентраци€, немесе тығыздығы деп аталындаы.

Ѕақылау қорытындысы бойынша галактикалық концентраци€ ал тең болады. Ѕұл нәтиже б≥зд≥ң √алактика құрамындағы барлық жұлдыздардың 95% Құс ∆олында орналасатындығы көрсет≥лед≥.

 өптеген осындай есептеулерд≥ң нәтижес≥нде б≥зд≥ң √алактика диаметр≥ 30 кпк (немесе 100000 жарық жыл) асатын диск≥ге ұқсайды.  үн √алактика центр≥нен 10 кпк (30000 жарық жылы) галактикалық жазықтыққа жақын орналасады. Әртүрл≥ спектрл≥к класстарға жататын жұлдыздардың, айнымалы жұлдыздардың және тұмандықтардың тарауы б≥зд≥ң жұлдыздық жүйем≥зд≥ң спиралдық құрылысы бар екенд≥г≥н көрсетед≥.

∆ұлдыздық шоғырланулар. √алактиканың кейб≥р бөл≥ктер≥ндег≥ жұлдыздар динамикалық жағынан б≥р-б≥р≥мен байланысты болғандықтан б≥р≥г≥п, шоғырланған. ∆ұлдыздық шоғырланулардағы жұлдыздар б≥рт≥н денедей қозғалып, өзара тартылыс күш≥ арқылы байланысады. —ыртқы түр≥ бойынша бұл шоғырланулар шашыранды және шарлық шоғырларға бел≥нед≥.

Ўашыранды жұлдыздық шоғарланулар көб≥несе галактикалық жазықтық бойында, €ғни Құс жолында немесе соған жақынырақ орналасады, олардың жалпы саны 1200 жетед≥. ќлардың көб≥ он, жүз сирек мың жұлдыздардан тұрады, сыртқы сипаттары онша дұрыс емес, диаметрлер≥ 3-5 парсекке жетед≥. “орпақ шоқжұлдызындағы Үркер деп аталатын топтар шашыранды шоғырлануға жатады. Ў.ћессьен≥ң т≥з≥м≥ бойынша N45 деп белг≥ленед≥. Үркерде жай көзбен Ц 7, телескоппен Ц 200 дей жұлдыздар байқалынады. Үркерд≥ң фотокеск≥н≥нде 300-дей жұлдыздар байқалынады. Үркердег≥ жұлдыздар Ђспектр-жарқырауї диаграммасында нег≥зг≥ т≥збекте орналасады, оларда қызыл және аса алып жұлдыздар сирек кездесед≥.

 өб≥не шарлық жұлдыз шоғырлары сфера немесе эллипсоид формалы болады, құрамында жүз мың немесе миллион жұлдыздар болады. ќрташа есеп бойынша жарық шоғырлардың диаметрлер≥ 30 парсекке дей≥н созылып жатады.  үн маңындағы 10 кубтық парсекте 1 жұлдыз кездесет≥н болса, ал шарлық шоғырланулардағы жұлдыз тығызыдығы бұдан мың есе артықтау болады, ал центрлер≥нде 1 кубтық парсекте 1000 жұлдыз орналасады. јнықталған 130 дан артық шарлық шоғырланулар аспанда б≥ркелк≥ таралған. √алактиканың солтүст≥к аймағында жи≥рек кездесед≥. Ќег≥з≥нде олар галактикалық экватордың ек≥ жағында б≥рдей мөлшерде кездесед≥ деп ұйғарылады. Ўарлық шоғырланулар ћерген шоқжұлдызының маңында жи≥рек таралады, олар √алактикада бел≥г≥л≥-б≥р сфераның ≥ш≥нде орналасады.

Ђ—пектр-жарқырауї диаграммасында шарлық шоғырланудағы жұлдыздар төтенше және қызыл алыптардың вертикаль тармағында және қызыл алыптардың нег≥зг≥ тармақтарының аздау жұлдыздар бар бөл≥ктер≥н қосатын горизонталь тармақтарында жатады. √оризонталь тармақта үз≥л≥с болады. ќл жерде айнымалы RR Ћира типт≥ жұлдыздар орналасады. Ўашыранды және шарлық шоғырланулардан Ђспектр-жарқырауї диаграммасындағы орналасуындағы осы өзгешел≥ктер олардың жастарындағы айырма едәу≥р бар екенд≥г≥н көрсетед≥. —оңғы кездердег≥ деректер бойынша көптеген шарлық шоғырланулардың өте қуатты рентген сәулеленулер≥ таралатындығы анықталды. Ѕұл құбылыс кейб≥р ғалымдардың болжамы бойынша Ђқара құрдымғаї жұлдыз аралық газдың құлауынан болады дел≥нед≥.

1947 жылы ¬.ј.јмбарцум€н ќ мен ¬ спектрл≥к класстарға жататын, жарқыраулары өте жоғары, әр≥ ыстық жұлдыздар аспанның кейб≥р бөл≥ктер≥нде топтасып кездесет≥нд≥г≥н анықтаған, оларға жұлдыздар ассоциаци€сы деген атақ берд≥. Әр ќ¬-ассоциаци€сында жүзден аса ќ мен ¬ класстарына жататын жұлдыздар кездесед≥. —онымен қатар “-ассоциаци€сыда бар, онда “орпақ шоқжұлдызының дұрыс емес айнымалы “ тәр≥здес жұлдыздардың концентраци€сы басымдау келед≥. ≈ң жақын “-ассоциаци€сы ќрион шоқжұлдызында кездесед≥, оның құрамында “орпақтың “-тәр≥здес 500 дей айнымалы жұлдыздары бар. јссоциаци€лардағы жұлдыздардың өз≥нд≥к қозғалысы олардың жас екенд≥г≥н көрсетед≥. Ѕұл жұлдыздар √алактиканың б≥р аймағында 10 миллион жыл ертерек пайда болған, б≥рақ өзара динамикалық байланысты емес.

√алактиканың айналысы.  үн маңындағы жұлдыздардың координаталарын және спектрлер≥н ен≥ бойы зерттеу арқылы олардың кең≥ст≥кте қозғалатындығын анықтауға болады. Әр жұлдыз  үнмен салыстырғанда кең≥ст≥кте жылдамдықпен қозғалады. ∆ұлдыз жалдамдығының аспан сферасына проекци€сы тангенциаль жұлдыз жылдамдығы деп аталады (2-сурет), жыл бойы аспан сферасындағы бүрыштық орын ауыстыруы /өз≥нд≥к қозғалыс/ мен төменг≥ өрнекпен жылдық параллакс арқылы анықталады:

∆ұлдыз жылдамдығының бақылау сәулес≥не проекци€сы сәулел≥к жылдамдық деп белг≥ленед≥, ол ƒопплер ығысуы арқылы есептел≥нед≥:

∆ылдамдықтардың ек≥ проекци€ларының көмег≥мен жұлдыздардың кең≥ст≥ктег≥ жылдамдықтарын анықтап, олардың √алактикадағы қозғалыстары туралы деректер алуға болады.  үнге жақын және одан әдеу≥р қашықтықтағы көптеген жұлдыздардың өз≥нд≥к қозғалыстары және сәулел≥к жылдамдықтары арқылы олардың √алактика центр≥н≥ң айнала қозғалыстарын анықтайды.

а) б)

2-сурет.  үн маңайындағы жұлдыздардың сәулел≥к жылдамдықтары

 

√алактика центр≥нен қашығырақ орналасқан жұлдыздардың сызықтық жылдамдықтары азырақ деп ұйғарып,  үнге салыстырғандағы сәулел≥к жылдамдықтарды талдайық.

2 а) және б) суреттерде  үнн≥ң орны және √алактика центр≥н≥ң бағыты көрсет≥лген және  үн маңындағы жұлдыздардың кең≥ст≥кт≥к /а/ және сәулел≥к /б/ жылдамдықтары кеск≥нделген. ÷ентрге жақын жұлдыздардың жылдамдықтары артығырақ, ал  үннен алыстау орналасқан жұлдыздардың қозғалысы ба€у болады. ќсы жұлдыздардың сәулел≥к жалдамдықтары 2-суретте келт≥р≥лген.  үнмен б≥рге қозғалған бақылаушыға қозғалыс бағыты мен оған перпендикул€р бағыттағы жұлдыздардың сәулел≥к жылдамдығы нөлге тең болады (2-сурет). Ѕасқа бағыттарда сәулел≥к жылдамдықтардың шамасы әртүрл≥, б≥рақ көрсет≥лген ек≥ бағытқа 450 бұрыш жасайтын бағыттарда сәулел≥к жылдамдықтар максимал болады. јлыс объект≥лерд≥ң сәулел≥к жылдамдықтары артады. ∆үрг≥з≥лген зерттеулер сәулел≥к жылдамдықтардың өзгеру≥ осыған ұқсас екенд≥г≥н көрсетед≥. ќсыдан барлық жұлдыздар √алактика центр≥н айналатындығын және олардың жылдамдықтары түрл≥ше болатындығы анықталды. —онымен, жүрг≥з≥лген бақылаулар және талдаулар нәтижес≥ √алактиканың айналысы туралы төменг≥ заңдылықтарды берд≥:

1. √алактиканың солтүст≥к полюс≥нен қарағанда айналу сағат т≥л≥мен бағыттас болады.

2. √алактиканың центр≥нен алыстағанда бұрыштық жылдамдық кемид≥, б≥рақ  еплер заңдарындағыдан ба€уырақ кемид≥.

3. ÷ентрден алыстағанда сызықты жылдамдық артып.  үн маңында өз≥н≥ң максимал 250 км/с-ке тең мән≥не жетед≥, одан кей≥н қашықтықпен кемид≥.

4.  үн және оның маңындағы жұлдыздар √алактиның центр≥н 240-250 миллион жылда б≥р айналады. ќсы уақыт аралығы галактикалық жыл деп аталады.

—ұрақтары: 1.√алактиканың құрылымы туралы қысқаша мағлұмат: өлшемдер≥, п≥ш≥н≥, к≥рет≥н объект≥лер. 2.∆ұлдыздардың √алактикада орналасуы.3.Құс жолы. 4.∆ұлдызды статистиканың әд≥стер≥.5.∆ұлдыздық шоғыр мен ассоциаци€. 6. үнн≥ң √алактикада орналасуы. 7.√алактиканың айналуы. 8.∆ерг≥л≥кт≥ жүйе.

 

 

Ўы лекци€. Ѕ≥зд≥ң √алактика. ∆ұлдыз аралық орта. ∆арықтың тозаңды ортамен жұтылуы, оның жұлдыздық арақа-шықтықты анықтауға әсер≥. Ѕейтарап сутект≥ң таралуы. √алактиканың спиральды құрылымы.

∆ұлдызаралық орта. јққу мен ÷ентавр шоқжұлдыздарға дей≥нг≥ аралықта Құс жолы ек≥ тармаққа бөл≥нед≥. ≈к≥ге бөл≥нген бұл тармақтардың б≥раз аудандарында және араларында қара түст≥ аймақтар көр≥нед≥, олардың маңында жарық жұлдыздар кездеспейд≥. Ѕұл қараңғы аймақтар сирет≥лген газ және шаң-тозаң тұмандықтары болып галактикалық жазықтыққа жақын кең≥ст≥кке жыйнақталады.

ƒиффузи€лық заттардың жұлдызаралық кең≥ст≥кте бар екенд≥г≥н 1904ж нем≥с астрономы ».√артман ќрионның δ Ц қос жұлдызының спектр≥н зерттеп анықтады. Ѕұл объект≥н≥ң спектр≥ндег≥ иондалған кальцийд≥ң жұтылу сызығы басқа сызықтар си€қты орнынан периодты ығыспады. ќсыдан ғалым  үн мен ќрионның δ Ц жұлдызының аралығында жұтылу процес≥н туғызатын жұлдызаралық б&#





ѕоделитьс€ с друзь€ми:


ƒата добавлени€: 2017-03-11; ћы поможем в написании ваших работ!; просмотров: 4142 | Ќарушение авторских прав


ѕоиск на сайте:

Ћучшие изречени€:

∆изнь - это то, что с тобой происходит, пока ты строишь планы. © ƒжон Ћеннон
==> читать все изречени€...

2000 - | 1796 -


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

√ен: 0.103 с.