Shpor_nog


1.Көрінетін және абсолют жұлдыздық шамаларды анықтаңыз. Абсолют жұлдыздық шама Көрінетін жұлдыздық шамалар жұлдыз шығаратын энергия, оның бетінің жарықтығы жөнінде хабар бере алмайды. Шын мәнінде, кішігірім және суық жұлдыздар бізге жақын болуы салдарынан ғана алыс орналасқан ыстық алып жұлдыздармен салыстырғанда белгілі жұлдыздық шамаға ие болуы мүмкін (яғни, жарық болып көрінуі мүмкін).
Егер, екі жұлдызға дейінгі қашықтық бізге белгілі болса, олардың көрінетін Жұлдыздық шамаларының негізінде сәуле шығаратын және нақты жарық айдарының қатынасын табуға болады. Ол үшін бұл жұлдыздардың беретін жарықтылығы мен барлық жұлдызға сәйкес стандарт арақашықтық арасындағы қатынас тексеріледі. Бұл қашықтық ретінде 10 пс (парсек) қабылдаған.
Жұлдызды 10 пс қашықтықтан бақылағандағы оның қабылдай алатындай жұлдыздық шамасы – абсолют жұлдыздық шама деп аталады.
Көрінетін жұлдызды шамалар сияқты Абсолют жұлдыздық шама да визуалды фотографиялық, және тағы басқа болып бөлінеді.
2.Болометрлік жұлдыздық шамаларды анықтаңыз
Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, (кейбір жағдайлардан басқа) себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздң бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D мына өрнек арқылы анықталады:
(3.4.1)
Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша мынадай энергия ағынын шығарады:
(3.4.2)
Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы былайша анықталады:
(3.4.3)
Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын T  деп белгілеп, келесі өрнекті аламыз:
(3.4.4)
Жоғарыдағы өрнектерді бір–біріне мүшелеп бөлсек, онда:
(3.4.5)
немесе логарифмдасақ:
(3.4.6)
Әдетте жұлдыздың радиусы мен жарықтылығын күн бірліктері арқылы өрнектейді және . Олай болса:
(3.4.7)
4.Аспан денелеріне дейінгі қашықтықтарды анықтаудың геометриялық әдістерін келтіріңіз.
Н.Коперник Күн төңірегінде айналуынан туындайтын жылдық
Параллакстық ығысуды өлшеуге мүмкіндік туса,жұлдыздарға дейінгі қашықтықты есептеп шығаруға болатынын сол кездің өзінде түсінген еді.Сондықтан Коперник Жерден жұлдызжардың
Қашықтығы Күннен әрі қарай 1000 еседей алыс деген қортындыға келді.Жұлдыздардың параллакстық ығысуын өлшеу өте қиын келгенімен,олардың қашықтықтарын өлшеуде ең сенімді, іргелі әдіс болып табылады.Мұндай ығысудың бір-бірімен мейілінше жақын жұлдыздарға ғана байланысты табиғи нәрсе және енді мұндай нәрсе қазіргі кезде 1892жылдың өзінде ақ голландия астрономы Я.Каптейн(1851-1922)айтқан идея бойынша,жұлдызды аспанның жыл бойынша әрбір үш айда түсіріліп алынған төрт фотосуретін салыстыру арқылы анықталады.Фотонегативтердегі ығысу миллиметрдің мыңдық үлестерімен өлшенеді.Фотосуреттің масштабы бойынша доғаның секундына айналдырады және көріерлік үш үлкен сызығына қарамастан шектен тыс аз сызықша секундтың оннан және жүзден бір үлесіндей болып шығады.
Жерддің күннен орташа қашықтығы немесе Жер орбитасының a0=1 а.б. жұлдызға дейінгі қашықтықты есептеудің базисы болып табылады.Жұлдыздардың параллакстық * ығысуының жартысы оның жылдық параллаксы болып табылады,ол әдетте гректің п(пи) әрпімен белгіленеді.Демек,жұлдыздардың параллаксы онан Жер орбитасының үлкен жарты осі көрінетін аса үлкен бұрыш болып табылады деуге саяды.Онда жұлдызға дейінгі қашықтық r=a0sinπ .
5.Орташа (ғасырлық) параллакстардың мағынасын ашып көрсетіңіз.
Жұлдыздарыдң жылдық параллаксы өте мардымсыз,олар доғаның оннан бір бөлігімен анықталады.Сондықтан бұл бұрыштарлың синустарын оларды радиустармен,яғни өзімен алмастыруға болады,сонда
r=206265'' a0πМұндағы a=1 а.б.,ал π=тек доғаның секундтарымен беріледі.
В.Я.Струве Веганың параллаксының π=0,125'' (қазіргі мәні π=0,123'') және осған орай,оның Жержен қашықтығының
r=206265''.1a.б.0,125''=16500000а.б.екенін тапты.
Жылдық параллакс бойынша өлшенген жылдық праллакстарды тригонометриялық параллакстар деп атайды.1000пк тен асатын қашықтықты өлшеу үшін неғүрлым ірі бірлік пайданалылады: 1килопарсек (кпк)=103пк және 1 мегапарсекМпк=103кпк 106пк.
Ғылыми көпшілік әдебиеттерде сирек те болса ғылымда жұлдыздарға және босқа алыс обьектілерге дейінгі қашықтық обьекте шыққан жарықтың Жерге немесе Күнге (екеуінің қашықтары бірдей болғандықтан)қанша жылда жететінін көрсететінін жарық жылымен де (жар.ж.)көрсетеді.Жарық жылы бұл жарықтың бір жылда жүріп өтетін жолы.Оныі мәні жарық жылдамдығының секундына c=299790км/c және бір жылдағы секунд санының t=3,156*107 c,яғни 1жар.ж.299790км/c:3,156*107c=9,46*1012км мәні бойынша есептеп шығару оңа 6.Аспанденелеріне дейінгі қашықтықтарды анықтаудың фотометрлік әдістерді келтіріңіз.
Астрономиядағы қашықты өлшеудің ең маңызды және қиын мәселелердің бірі.Қашықты анықтаудың анықтаудың ең алғашқы әдісі ол-параллакстық бұрыш ⌃.Қашықты өлшеу үшін параллакстық әдісіне күн жүйесі қолданылады.
Горизонталда параллакс-жарық шығару нүктесінен 00 және 900 биіктік арасында болады.
Денеге дейінгі қашықтық-(D) Жер радиусы (R) –ның параллакстық бұрышқа қатынасына тең.
D=Rsinp''→sinp''=p''1206265;D=206265Rp''; D=rsinp'';r=Dsinp''=Dp''206265Алайда практикада бұл формула қолдануға жарамсыз,себебі бұл формуланы қолдану үшін жарық көзіне жақын горизонтта бақылау керек.Техникалық қиындықтарға байланысты бұлай бақылау мүмкін емес.(Атмосфералық кедергі кедергі,жергілікті рельф).Сондықтан әдетте мозифициоланған формуланы қолданады,яғни тәуліктік параллакстық бұрыш.
Қазір кейбір денелерге дейінгі қашықты анықтау үшін РАДИОЛОКАЦИЯ әдісі қолданылаы.
Планетаға радиоцигнал жеткізіп,жеткен сигнал шығады,ал қабылдағыш антенада тіркеледі.Сигналдың өту уақты арқылы қашықтықты анықтайды.
7.Морган-Кинан жүйесі, оның ерекшелігін түсіндіріңіз. Қарастырылған тізбектер жарықтық кластары деп аталады және олар спектрлік кластардан кейін қойылатын Ι ÷ ΙΙ дейінгі рим сандары арқылы белгілейді. Сонда, жұлдыздардың толық классификациясы 2 параметрге тәуелді болады, біріншісі - спектрді, екіншісі – жарықтылықты сипаттайды. Мысалы, Күн бас тізбекте жатыр, ол V жарықтылық класына жатады және оның спектрінің белгіленуі - G2V. Қазіргі кезде қабылданған осы классификация МК (Морган, Кинан) классификациясы деп аталады.
8.Шын (қалыпты) түскөрсеткіштері және жұлдыздардың абсолют шамаларын анықтаңыз
Гарвард классификациясында спектрлік типтер (кластар) латын алфавитінің: О, В, А, Ғ, G, K және М әріптерімен белгіленген.
О класы. Бұл класқа жататын жұлдыздар температурасының жоғары екендігін үздіксіз спектр сызықтарының интенсивтілігінің жолғарғылынан білуге болады. Сол себепті бұл жұлдыздардың түсі көгілдірлеу болып келеді.
В класы. Бұл типте бейтарап гелийдің сызықтары ең интенсивті болып табылады. Сутегі және кейбір иондалған элементтердің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі көгілдір-ақ.
А класы. Сутегі сызықтары ең үлкен интенсивтілікке жетеді. Иондалған кальцийдің және кейбір металдардың сызықтары әлсіз көрінеді. Жұлдыздың түсі - ақ.
Ғ класы. Сутегі сызықтары әлсірей бастайды. Иондалған металдардың сызықтары күшейе бастайды. (әсіресе кальций, темір, титан). Түсі - әлсіз сары.
G класы. Иондалған кальцийдің сызықтары басым болады. Түсі-сары.
К класы. Сутегінің сызықтары байқалмайды, яғни температура төмендегені. Жұлдыздың түсі қызғылттау.
М класы. Қызыл жұлдыздар. Металдардың сызықтары әлсірей бастайды. Титан және басқа да молекулалық түзілістердің сызықтары басым.
С класы. Бұл класс К және М кластарынан көміртегі молекулаларының жұтылу сызықтарының бар болуымен ерекшеленеді.
S класы. Бұл класқа жататын жұлдыздар М класынан титан қышқылының орнына цирконий қышқылы басым болуымен ерекшеленеді.
9. .Герцшпрунг-Рассел диграммасы, ерекшеліктері, ондағы бас тізбек жұлдыздарының ерекшеліктерін сипаттаңыз.
Спектр – жарықтылық (Герцшпрунг-Рассел) диаграммасы XX ғасыр басында Дат астрономы Герцшпрунг және одан кейінірек американ астрофизигі Рассел жұлдыздардың спектрі мен жарықтылығы арасындағы байланысты анықтады. Бұл тәуелділік график ретінде келтірілді. Бір оське спектрлік класс, ал екіншісіне абсолют жұлдыздық шама сызылады. Бұл график спектр-жарықтылық немесе Герцшпрунг-Рассел диаграммасы деп аталады (3.12 сурет). Абсолют жұлдыздық шама орнына жарықтылықты (әдетте log шкалада), ал спектрлік кластар орнына – түстердің көрсеткіші - әсерлі (эффективті) температураның өзін келтіруге болады.
Әрбір жұлдыздың орны оның физикалық табиғаты және даму кезеңімен анықталады. Герцшпрунг-Рассел диаграмасында жұлдыздар жүйесінің бүкіл тарихы келтіріледі. Бұл диаграмма физикалық қасиеттері ортақ жұлдыздар тобын және олардың кейбір физикалық сипаттамалары арасындағы тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. (мысалы: химиялық құрамы, эволюциясы,...т.с.с.).
Диаграмманың жоғарғы бөлігі жарықтылығы жоғары жұлдыздарға сәйкес келеді, ал төменгі бөлігін жарықтылығы төмен жұлдыздар қамтыған. Диаграмманың сол жағында ертеректегі ыстық жұлдыздар орналасқан, ал оң жағында кейінгі спектрлік кластағы суық жұлдыздар орналасқан.
Диаграмманың жоғарғы жағында жарықтылығы жоғары (алыптар және аса алыптар) орналасқан. Диаграмманың төменгі бөлігіндегі жұлдыздардың жарықтылығы төмен топтары орналасқан және олар ергежейлілер деп аталады. Жоғарғы бөліктегі жұлдыздар жиі орналасқан және солдан оңға қарай бағытталған диагональ – бас тізбек деп аталады. Бұл тізбектің маңайында ыстық (жоғарғы жағы) және суық (төменгі бөлігі) жұлдыздар орналасқан.
Жалпы алғанда, Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы жұлдыздар белгілі ретпен орналасқан, ал бұл жарықтық пен температура арасында қандай да бір тәуелділік бар деген сөз. Бірақ диаграмманы мұқият қарасақ, онда басқа да қосымша тізбектер бар екенін көруге болады. Бұл тізбектер белгілі бір жұлдыздар топтарының жарықтылығымен температурасы арасында жекелеген тәуелділіктер бар екенін білдіреді.
Қарастырылған тізбектер жарықтық кластары деп аталады және олар спектрлік кластардан кейін қойылатын Ι ÷ ΙΙ дейінгі рим сандары арқылы белгілейді. Сонда, жұлдыздардың толық классификациясы 2 параметрге тәуелді болады, біріншісі - спектрді, екіншісі – жарықтылықты сипаттайды. Мысалы, Күн бас тізбекте жатыр, ол V жарықтылық класына жатады және оның спектрінің белгіленуі - G2V. Қазіргі кезде қабылданған осы классификация МК (Морган, Кинан) классификациясы деп аталады.

Сурет 3.12 Спектр-жарықтылық диаграммасы
Жарықтылық кластары 3.13 – суретте көрсетілген.
Ι жарықтылық класы – аса алыптар (сверх гиганты) - бұл жұлдыздар спектр - жарықтылық диаграммасының жоғарғы бөлігінде орналасқан және бірнеше тізбектерге бөлінеді.
ΙΙ жарықтылық класы – жарық алыптар;
ΙΙΙ – алыптар;
ΙV – субалыптар. Соңғы үш класс жұлдыздары диаграммада аса алыптар мен бас тізбек аралығындағы облыста орналасқан;
V – бас тізбектің жұлдыздары;
VΙ – жарық субалыптар - олар бас тізбектен бір жұлдыздық шамаға төмен өтетін тізбекті құрайды;
VΙΙ – ақ ергежейлілер - олардың жарықтылығы төмен және диаграмманың төменгі бөлігінде орналасқан.
Жұлдыздардың берілген класқа жату–жатпауы спектрлік классификацияның арнайы қосымша белгілері арқылы анықталады. Мысалы, аса алыптардың спектрлік сызықтары әдетте жіңішке әрі терең болып келеді, ал ақ ергежейлілерде бұған керісінше болып келеді. Өздерінің спектрлері бойынша ақ ергежейлілердің айырмашылығы, олардың кейбір металдарының спектрлік сызықтары алыптарға қарағанда әлсіз.

Сурет 3.13 Жарықтылық кластары
Спектрлерлік классификациясының жоғарыда аталған қосымша белгі-шарттары (критерийлері) жарықтылық класын анықтауға және абсолют жұлдыздық шаманы спектроскоптық әдіспен анықтауға негіз болып табылады.
10Жұлдыздар эволюциясын түсіндірің
1.Жалпы қабылданған теория-жұлдыз диффузиялық бұлттардан пайда болған.Жалпы бұлттан топ-топ болып пайда болды. 1-кезеңі гравитациялық кезең.Сығылған кезде,белгілі бір дәрежеге жеткенде терморадиолық реакцияға көшеді.
2.1.5M⊙<M*Жұлдыздың бас тізбектегі өмірі.Күннің орташа жылдық өмір сүруі 1010 жылға жетуі мүмкін.
3. Қызыл алыптардың құрылымы біртексіз болып келеді..
Жұлдыздың энергия бөлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді. Бұл қабат жұлдызды екі бөлікке бөледі: ішкі – мұнда сутегісі жоқ «гелийлік» ядро ( ядролық реакция жоқ ) және сыртқы –мұнда сутегі бар, бірақ температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Алғашқыда, энергия шығаратын қабаттағы қысым ядродағыдан көп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.
11.Айнымалы жұлдыздардың типтері және олардың ерекшеліктерін сипаттаңыз. Тұтылған айнымалылар деп телескоппен ажыратылмайтын тығыз жұлдыздар жұбын айтады. Бұл жағдайда жарықтылығы жоғары жұлдыз – бас жұлдыз, ал төменгі – серік жұлдыз болып табылады. Бұл жұлдыздарға, мысалы Алголь және Лираның β-сы жатады. Бас жұлдыздың серік жұлдызбен үнемі тұтылуы нәтижесінде жұлдыздардың тұтылған айнымалыларының шамасы периодты түрде өзгеріп отырады. Жұлдыздардың сәулелену ағынының уақыт бойынша өзгеруі жылтырлық қисығы деп аталады. Жұлдыздың ең аз көрінетін жұлдыздық шамасы кезіндегі уақыт мезеті – максимум кезеңі, ал қарсы жағдайдағысы – минимум кезеңі деп аталады.
Тұтылған айнымалы жұлдыздың жылтырлық қисығының сипаты бойынша қос жұлдыздың біреуінің екіншісіне қатысты орбита элементтерін анықтауға болады. Жылтырлақ қисығын мұқият зерттеу нәтижесінде тұтылған айнымалы жұлдыздар туралы келесі мәліметтер алынады:
1. Тұтылу сипаты көлбеулік бұрышы мен жұлдыздың өлшемдері көмегімен анықталады: i = 90º болғанда тұтылу орталық болады.
2. Минимумдардың ұзақтығының негізінде компоненттердің R1 және R2 радиустарын табуға болады
3. Егер тұтылу толық болса, онда минимумдар тереңдігенің қатынасы арқылы жарықтылықтар қатынасын анықтауға болады, ал егер радиустары белгілі болса онда температуралардың қатынасын анықтай аламыз.
4. Жылтырлық қисығының көлбеулік сипатынан жұлдыздар сәулеленулерінің өзара шағылуларын сипаттауға болады.
5. Жылтырлық қисығының минимумдарын мұқият зерттеу нәтижесінде жұлдыз дискінің шетіне қарай қараңғылау заңын бағалауға болады.
Сонымен, жылтырлық қисығының нәтижесінде келесі шамаларды анықтауға болады екен: i - орбита жазықтығының көлбеулік бұрышы, Р – айналу периоды, Т – бас минимум кезеңі, е – орбита эксцентриситеті, w - периастр бойлығы, R1,R2 - компоненттердің радиустары, L1/L2- жарықтылықтар қатынасы.
12.Қарақұрдымдар, олардың ерекшеліктерін көрсетіңіз
Түрлерге бөлудің белгісі ретінде шығарылатын сәулелену алынса, галактикалар қалыптыларға және радиогалактикаларға бөлінеді. Жалпы айтқанда, галактикалардың көбісі тек оптикалық сәулеленуді емес, оған қоса радиосәулеленуді де шығарады. Бірақ қалыпты галактикалардың радиоаралықтағы қуаты оптикалық аралықтағы қуатынан әлде-қайда аз болады, ал радиогалактикалардың радиожарқырауы оптикалық жарқырауымен саластырмалы, не одан едәуір көп болады. Мысалы Аққу шоқжұлдыздағы Аққу А қос радиогалактика оптикалық аралықта әлсіз көз түрінде көрінеді, ал радиоаралықта ол өте қуатты, жарық көз ретінде бақыланады. Мұндай галактикалардың радиосәулеленуі жылулық емес, синхротронды болып табылады. Яғни ол магнит өрістерінде жоғары жылдамдықтармен қозғалып жатқан зарядталған бөлшектермен шығарылады.
Галактикалардың тағы бір түрі – сейферттік галактикалар. Олар центрінде бұрыштық өлшемі өте аз, ал жарықтылығы жоғары жылулық емес айнымалы сәулеленуді шығаратын көз бақыланады (атап айтсақ, көз өлшемі жарық бірнеше күн – бірнеше ай ішінде өтетін қашықтықтай болады, ал сәулелену қуаты 1037 Вт дейін жетеді). Бұл сәулелену спектрінде қалыпты газдардың кең эмиссиялық сызықтар бақыланатындығы галактика ядросындағы газдың өте жоғары жылдамдықпен қозғалыстар болатынын көрсетеді (сызықтар Доплер эффектісіне байланысты кеңейеді).
Радио- және сейферттік галактикалар ядролары белсенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санынан бірнеше пайызды алады. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосәулеленудің шығарылуы, қуаты 1057 эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шығарылатын сәулеленудің өзгермелілігі арқылы білдіріледі. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді және құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.
Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.
Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз ораналасады.
Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.
1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергия төтенше жоғары объекттер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 104-105 есе аз, ал жарқырауы шамамен 104 есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сәулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра алатыны әзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.
13.Шар тәрізді жұлдыздар шоғырларын сипаттаңыз.
Шар тəрізді шоғырланулар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады, жəне жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (бай шар тəрізді шоғырланулардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк3 ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк3 ішінде)). Шар тəрізді шоғырланулардың массалары 104-106 МКүн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырланулар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 108-109 жыл ішінде жасалады. Шар тəрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі əлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тəрізді шоғырланулар оның ең кəрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тəрізді шоғырланулар бар.
14.Шар тәрізді жұлдыздар шоғырларының Галактикадағы кеңістіктік таралуын түсіндіріңіз
Шар тəрізді шоғырланулардың массалары 104-106 МКүн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырланулар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 108-109 жыл ішінде жасалады. Шар тəрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі əлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тəрізді шоғырланулар оның ең кəрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тəрізді шоғырланулар бар
16.Пекулярлы Галктикалар және квазарлардың сипаттамасын беріңіз. 1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергия төтенше жоғары объекттер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 104-105 есе аз, ал жарқырауы шамамен 104 есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сəулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра
алатыны əзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.

18.Радиогалактикалардың сипаттамасын келтіріңіз Радио- жəне сейферттік галактикалар ядролары белесенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санынан бірнеше пайызды алады. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосəулеленудің шығарылуы, қуаты 1057 эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шығарылатын сəулеленудің өзгермелілігі арқылы білдіріледі. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді жəне құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.
1) Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.
2) Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз ораналасады.
3) Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.
1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергия төтенше жоғары объекттер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 104-105 есе аз, ал жарқырауы шамамен 104 есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сəулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра
алатыны əзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса
белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.
19.Сейферт тік Галактикалардыын сипаттаңыз
Галактикалардың тағы бір түрі – сейферттік галактикалар. Олар центрінде бұрыштық өлшемі өте аз, ал жарықтылығы жоғары жылулық емес айнымалы сəулеленуді шығаратын көз бақыланады (атап айтсақ, көз өлшемі жарық бірнеше күн – бірнеше ай ішінде өтетін қашықтықтай болады, ал сəулелену қуаты 1037 Вт дейін жетеді). Бұл сəулелену спектрінде қалыпты газдардың кең эмиссиялық сызықтар бақыланатындығы галактика ядросындағы газдың өте жоғары жылдамдықпен қозғалыстар болатынын көрсетеді (сызықтар Доплер эффектісіне байланысты кеңейеді).
Радио- жəне сейферттік галактикалар ядролары белесенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санынан бірнеше пайызды алады. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосəулеленудің шығарылуы, қуаты 1057 эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шығарылатын сəулеленудің өзгермелілігі арқылы білдіріледі. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді жəне құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.
1) Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.
2) Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз ораналасады.
3) Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.
20.Галактикалардың  ядролары  активтілігінің себебін  Түсіндіріңіз.Түрлерге бөлудің белгісі ретінде шығарылатын сəулелену алынса, галактикалар қалыптыларға жəне радиогалактикаларға бөлінеді. Жалпы айтқанда, галактикалардың көбісі тек оптикалық сəулеленуді емес, оған қоса радиосəулеленуді де шығарады. Бірақ қалыпты галактикалардың радиоаралықтағы қуаты оптикалық аралықтағы қуатынан əлде-қайда аз болады, ал радиогалактикалардың радиожарқырауы оптикалық жарқырауымен саластырмалы, не одан едəуір көп болады. Мысалы Аққу шоқжұлдыздағы Аққу А қос радиогалактика оптикалық аралықта əлсіз көз түрінде көрінеді, ал радиоаралықта ол өте қуатты, жарық көз ретінде бақыланады. Мұндай галактикалардың радиосəулеленуі жылулық емес, синхротронды болып табылады. Яғни ол магнит өрістерінде жоғары жылдамдықтармен қозғалып жатқан зарядталған бөлшектермен шығарылады .18 ,19 дың жауабын қосып жаза бер.
21.Күннің Галактика центрінен қашықтығын анықтаңыз. Мысалы, біздің Галактика дискінің Күн орналасқан аймағының (Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 2Rдиск/3 қашықтықта орналасқан) айналу жылдамдығы максимал болып табылады (220-250 км/с құрайды). Күн мен оның төңірегіндегі жұлдыздар Галактика центрі бойымен толық бір айналымды шамамен 230 жыл ішінде жасайды. Бұл жұлдыздардың дөңгелектік қозғалыстан ауытқулары 20 км/с –н көп емес жылдамдықтармен сипатталады. Галактика центрінен Күнмен бірдей қашықтықта орналасқан (Күн қасында орналасқан), бірақ галоға кіретін жұлдыздардың ортақ реттелген айналуының жылдамдығы диск жұлдыздарынан көрі шамамен бес есе аз болып табылады. олардың үлгілі жылдамдықтары 200-300 км/с құрайды.
Шиыршықты галактикалардың жарқырауы ~1041-1044 эрг/с, ал массалары 108-1012 МКүн аралықта болады
Күн туралы жалпы мәліметтер
Күн кез-келген басқа да жұлдыз сияқты плазмалық шар болып табылады. Оның массасы M 1,991030 кг, яғни Жердің массасынан ~333 000 есе көп.
Күннің көрнінетін дискі бойынша радиусы RКүн6,96108 м, яғни Жердің экваторлық радиусынан ~109 есе көп. Күннің орташа бұрыштық диаметрі 1919”,26.
Күн затының орташа тығыздығы 1,41 г/см3, бұл Жер затының орташа тығыздығының 0,256 бөлігін құрайды. Күн орталығындағы тығыздық 160 г/см3.
Көрнекі беті деңгейіндегі еркін түсу үдеуі 274 м/с2 құрайды. Бетіндегі параболалық жылдамдық (екінші ғарыштық жылдамдық) – 6,18105 м/с.
Күн бетінің (фотосферасының) тиімді температурасы 5780 К, орталығындағы температура - ~1,6107 К.
Күн тұрақтысы Q=1360 Вт/м2
Күн жарқырауы L=3,91026 Вт.
Спектрлік классы – G2V.
Колор- индекстері: B-V=0,65; U-B=0,10.
Масса бойынша Күн ~71% астам сутегінен, ~27% астам гелийден және ~2% басқа элементтерден тұрады.
Галактикада Күн шиыршықты тармақтар біреуінің шетінде (не оған жақын), Галактика центрінен ~10 кпк қашықтықта орналасқан. Галактика центрі бойымен айналу жылдамдығы 220-250 км/с, айналу периоды ~200 млн жыл. Жақын жұлдыздар жиынтығына қатысты қозғалыс жылдамдығы 19,7 км/с.
Күн жасы - ~5 млрд жыл. Герцшпрунг-Рассел диаграммасында Күн негізгі тізбектіліктің орта бөлігінде орналасқан, яғни миллиардтаған жыл ішінде өзінің жарқырауын өзгертпейді.
22.Галактиканың айналу жиілігін анықтаңыз Əр шиыршықты галактика өз центрі бойымен айналып тұрады (жалпы айналыста болады). Диск жұлдыздары галактиканың центрін айнала шеңбертəрізді орбиталар бойымен, ал гало жұлдыздары созылған орбиталар бойымен қозғалады. Галактиканың жалпы айналысы дифференциалды сипатта болады – айналудың бұрыштық та, сызықтық та жылдамдығы галактика центріне дейінгі қашықтыққа тəуелді өзгереді (массаның үлестірілуіне байланысты заң бойынша). Жалпы айтқанда,галлактикалық диск айналуының айналуының бұрыштық жылдамдығы центрге дейінгі қашықтық өскен сайын азаяды,ал сызықтық жылдамдық тәуелді өсіп,кейбір қашықтықта максимумға дейінт жетеді де одан соң баяу азая бастайды.
23.Галактика құрылымын сипаттаңыз Галактикалардың пішіндері өте əртүрлі болады, бірақ олардың негізгі сыртқы белгілеріне сүйеніп, оларды бірнеше түрге бөледі. Морфологиялық ерекшеліктері бойынша, галактикаладрың 4 түрін айырады.
1) Зерттелген галактикалардың шамамен 25% жұмыр немесе эллипс тəрізді болады, оларды эллипстік деп атайды. Бұл галактикалар құрылымы, жұлдыздық құрамы жəне ішкі қозғалыстардың сипаты бойынша ең қарапайым болып табылады. Олардың беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай біртіндеп, кенет өзгеріссіз азаяды. Олар құрамындағы ең жарық жұлдыздар – қызыл алыптар, жарқырауы жоғары жұлдыздар (асаалыптар) олар ішінде жоқ болады. Жұлдыздар бұл галактикалар ішіде кез-келген бағыттарда жоғары (≈200 км/с) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактилардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~1038-1045 эрг/с жəне 105-1013 МКүн сəйкесінше.
2) Зерттелген галактикалардың шамамен 50% (оның ішінде біздің Галактика да) шиыршықты (спиральді) болып табылады. Мұндай галактикалардың ерекшелігі – оларда екі не одан көп сілемді шиыршықты тармақтар түріндегі құрылым бақыланады. Тармақтар ортасында балдж деп аталатын сфератəрізді жуандалуы бар жазық (қалындығы диаметрінен бірнеше есе аз) дискті құрайды (яғни галактикаға жоғарыдан қарағанда, шиыршық тəрізді құрылымды, ал бүйірінен қарағанда дискті көреміз). Балдж ішінде галактиканың ядросы орналасады. Дискті радиусы диск радиусына жақын сфератəрізді (дəлірек айтсақ, эллипстəрізді) гало қоршайды. Шиыршықты тармақтардағы жұлдыздардың саны олар арасындағы жəне галодағы санынан көп емес болады, тармақтар оларда галактиканың ең жарық ыстық жұлдыздары, жас жұлдыздық шоғырланулары жəне жарқырайтын газдық тұмандықтары топталатындықтан үздік көрінеді. Ал галода көбінесе ескі, жарқырауы аз жұлдыздар орналасқан. Жұлдыз аралық газ бен шаң да галода жоқ дерлік болады (дисктегі жұлдыз аралық газ бен шаңның массасы жұлдыздар массасының бірнеше пайызына жетеді).
Дискі мен галоны өте сиретілген жəне созылған тəж қоршайды. Оның өлшемі галоның өлшемінен ондаған есе көп болады. Тəждің толық массасы галактика жұлдыздарының қосынды массасынан бірнеше есе көп болады, бірақ тəждің үлкен өлшеміне байланысты, оның тығыздығы диск пен галоның тығыздығымен салыстырғанда аз болады. Тəж өзін тартылыс арқылы білдіреді, бірақ жарықты сəулелендірмейді, ода жұлдыздар да, газ-тозаңды бұлттар да бақыланбайды. Тəждің мұндай «жасырын» массасының табиғаты əлі де толығымен белгісіз. Тəж массасына негізгі үлесін ода орналасқан жарқырауларының төмендігіне байланысты оптикалық əдістермен бақылауға келмейтін массалары аз сансыз көп жұлдыздар қосуы мүмкін. Жасырын массаға негізгі үлесін əлсіз əсерлесетін элементар бөлшектер де (мысалы, нейтрино, егер оның тыныштық массасы нолге тең болмаса) қосуы мүмкін.
Сөйтіп, шиыршықы галактикалардың бүйірінен көрінісі суреттегідей болады (суретте біздің Галактиканың сипатты өлшемдері келтірілген). Суреттен көрінетіндей, Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 10 кпк (2Rдиск/3) қашықтықта орналасқан.
3) Зерттелген галактикалардың шамамен 20% линзатəрізді болып табылады. Олар эллипстік пен шиыршықты галактикалар ортасында аралық орынды алады: олардың пішіні эллипсоид тəрізді болады, ал беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай сатылы түрде өзгереді. Мұндай галактикаларда ядроны, «линзаны» жəне «жиекті» айырады. Линзаның сыртқы бөліктерінде кейде шиыршықты тармақтардың «ұрықтары», маңдайшалар жəне сыртқы жарық сақина көрінеді.
4) Галактикалардың қалған 5% дұрыс емес галактикалар болып табылады. Мұндай галактикалардың дұрыс (симметриялы) пішіні əдетте жоқ болады. Жалпы айтқанда, бұл топқа жоғарыда айтылған топтың үшеуіне де жатпайтын барлық галактикаларды шартты түрде кіргізеді. Мысалы, пекулярлы (яғни ерекше, əр қайсысының пішіні өзгеше, қайталанбас болатын) галактикаларды да, оның ішінде əсерлесетін галактикаларды, əдетте дұрыс емес галактикаларға жатқызады (кейде оларды жеке топқа бөледі). Дұрыс емес галактикалардың жарқырауы ≤
~1043 эрг/с, ал массалары ≤1010 МКүн болады
24. «Масса-жарықтылық» тәуелділігділігі
Жоғарыда алынған өрнектер маңызды 3 параметрді: радиус, жарықтылық және әсерлі (эффективті) температураны байланыстырады. Сонымен қатар, спектр (яғни, температура) және жарықтылық арасындағы тәуелділік (Герцшпрунг-Рэссел диаграммасы) бізге белгілі. Олай болса, (3.4.7) өрнекке кіретін барлық шамалар өзара тәуелді және жұлдыздардың әрбір тізбегі үшін спектр-жарықтылық диаграммасында спектрлік класс пен радиус арасында белгілі бір заңдылықты табуға болады. Ол үшін спектр-жарықтылық диаграммасының түрін аздап өзгерту керек болады. Визуалды абсолют жұлдыздық шама орнына абсолют болометрлік жұлдыздық шаманы, ал спектрлік класс орнына – сәйкес әсерлі температураны енгіземіз. Бұл жағдайда «ескі» диаграмманың жалпы сипаты негізінен сақталады. Соңғы сызылған диаграммада радиустары бірдей жұлдыздардың орны түзу сызықпен көрсетіледі, себебі Lg L және Lg Тэфф арасындағы тәуелділік – сызықты. 3.14-суретте тұрақты радиустарының сызықтары келтірілсе, бұл сызықтар бізге жұлдыздардың өлшемдерін олардың жарықтылығы (абсолют жұлдыздық шама) және спектрі (әсерлі температура) бойынша табуға болады. 197-суреттен жұлдыздардың радиустары өте үлкен аралықтарда өзгеретінін көреміз, яғни жүздеген (мыңдаған) - ден (алыптар және аса-алыптар) (102 - 103) -ге (ақ ергежейлілер) дейін. Олай болса, жұлдыздық атмосфералардың температураларының (ерекшеліктері) айырмашылықтарды 10 есеге дейін ғана болса, ал диаметрлеріндегі өзгешелік 106 дәрежесіне дейін жетеді.
3.14–суретте аса алыптардың тізбегі түзу сызықпен келтірілген. Бұл осы жұлдыздар үшін болометрлік жарықтылық пен радиус арасындағы эмпирикалық тәуелділікті анықтауға мүмкіндік береді. Мысалы, бас тізбектегі көптеген жұлдыздар үшін келесі өрнек пайдаланылады:

Ал, маңызды шамалардың бірі – массаны дара жұлдыздар үшін анықтау өте қиын. Кейбір жағдайларда Кеплер заңы көмегімен қосжүйелердің компоненттерінің массаларын анықтауға болады. Сондықтан аздаған жұлдыздар тобы үшін массаны болометрлік масса мен болометрлік жарықтылық арасындағы байланыссыз табуға болады, ол 3.15–суретте келтірілген. Бұл суреттегі түзу тәуелділігін көрсетеді, ол бас тізбектегі көптеген қосжүйелердің компоненттері үшін орындалады.

Сурет 3.14 Абсолют жұлдыздық шама –
Температура диаграммасы
Бас тізбекті жағалай төмен түскен сайын жұлдыздар массасы кеми түседі. Ергежейлілердің массасы Күннен аз. M < 0,02болған кезде заттан жұлдыз түзіле алмайды, ол планетаға сығымдалады.
Сонымен, спектр-жарықтылық диаграммасын жұлдыздар күйінің диаграммасы деп қабылдауға болады.
25.26.Жұлдыз аралық орта құрылымын сипа
А) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары. Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз.
Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан–Больцман заңына байланысты Т4 дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (яғни күндегідей).
Б) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар
Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас.Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температураға тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады.Жұлдыз суық болған сайын қабат тереңдігі жоғары болады.Егер Күннің 2%-ке ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 масса ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.
В) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз.
Субергежейлілер – кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтер аз болған себепті субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады.
орталық қабаттарындағы сутегінің қызуына байланысты энергияның бөлінуі перифериялық қабаттарға ғана ығысады. Нәтижеде Г) Қызыл алыптардың құрылымы біртексіз болып келеді..
Жұлдыздың энергия бөлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді. Бұл қабат жұлдызды екі бөлікке бөледі: ішкі – мұнда сутегісі жоқ «гелийлік» ядро ( ядролық реакция жоқ ) және сыртқы –мұнда сутегі бар, бірақ температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Алғашқыда, энергия шығаратын қабаттағы қысым ядродағыдан көп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.
Д) Ақ ергежейлілер. Г – Р диаграммада бұл обьект төменгі сол жақ бұрышта орналасуы тиіс, себебі өлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің өзінде де оның жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер аймағына сәйкес келетінін көреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық энергияның сутегілік көздері таусылған. Ақ ергежейлердің центіріндегі тығыздық 1см3-та жүздеген тоннаға дейін жетуі мүмкін. Ақырын суи отырып, олар тозғындалған газдың жылулық энергиясын сәулелей бастайды. Ақ ергежейлердің массасы өскен сайын оның қойнауындағы газ қысымы гравитациялық күшке қарсы төтеп бере алады. Сондықтан массасы үлкен ақ ергежейлер көбірек сығылады және олар үшін жұлдыз радиусының оның массасынан тәуелділігі дәлірек орындалады.
Е) Нейтронды жұлдыздар. Массаның қандайда бір мәнінен кейін тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай жұлдыз шексіз сызыла береді (коллапс). Егер масса 2-3т асып түссе, онда жұлдыз коллапсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтронды болмаса, бұл құбылыс т > 1,2 m жағдайында болар еді. Себебі гравитация күштеріне тозғындалған нейтронды «газдың» қысымы қарсы тұрады. Бірақ бұған дейін жұлдызда ядролық жарылыс болады, нәтижесінде бүкіл ядролық энергиямен зат нейтрондарға айналады да жаңа обьект нейтронды жұлдыз пайда болады. Бұл жұлдыздардың беті болады. Себебі оның сыртқы қаббатары қатты болады және темір мен гелийдің ауыр элементтерінен құралады. Кәдімгі жұлдыз нейтрондық күйге дейін сығылғанда оның магнит өрісінің кернеулігі 10 бірлікке дейін өседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе көп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында атомдық құрылым өзгереді. 10 К температурадада нейтронды жұлдыздың бетінде атомдар бейтараптығын (нейтралдығын) жоғалтпайды (кәдімгі жағдайда мұндай температурада газ әлде қашан иондалар еді)
Ж) қара құрдымдар. Күн массасынан бірнеше көп есе массада тозғындалған нейтрондардың қысымы гравитациялық күштерге төтеп бере алмайды және жұлдыздың қайтымсыз сығылуына еш нәрсе бөгет бола алмайды (коллапс). Коллапстанушы жұлдыздың радиусы қандайда бір кризистік радиусқа (R) жақындағанда ерекше жағдай орындалады, R былайша анықталады: R=2c*m/r. Радиусы гравитациялық радиустан аз жұлдыздан жарық сәулелері шыға алмайды. Мұндай обьект физика заңдарына сәйкес өмір сүру керек деп есептегенімен, ол байқалмайды. Бұл, теориялық түрде жорамалданған жарықты жұтушы және өзіне басқа массаларды тартып алатын, сәуле шығармайтын обьектілер қара құрдымдар деп атайды. Шварцшильд радиусымен шектелген сфера ішінде заттың тығыздығы шексіз өсіп классикалық физика заңдары орындалмайды, мұнда тек жалпы салыстырмалық теория немесе релятивистік физика заңдары жұмыс істейді. Сондықтан нейтронды жұлдыздармен қатар қара құрдымдарды релятивистік обьект деп атайд
27.Жұлдыз аралық орта және жұлдыз түзілу себептерін келтіріңіз.жазатын дым жоқ болса 25 пен 26ны жаза саза салыңыз.
38.Эллипстік Галактикаларды сипаттаңыз
Зерттелген галактикалардың шамамен 25% жұмыр немесе эллипс тəрізді болады, оларды эллипстік деп атайды. Бұл галактикалар құрылымы, жұлдыздық құрамы жəне ішкі қозғалыстардың сипаты бойынша ең қарапайым болып табылады. Олардың беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай біртіндеп, кенет өзгеріссіз азаяды. Олар құрамындағы ең жарық жұлдыздар – қызыл алыптар, жарқырауы жоғары жұлдыздар (асаалыптар) олар ішінде жоқ болады. Жұлдыздар бұл галактикалар ішіде кез-келген бағыттарда жоғары (≈200 км/с) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактилардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~1038-1045 эрг/с жəне 105-1013 МКүн сəйкесінше.
39.Шиыршықты Галактикаларды сипаттаңыз
Зерттелген галактикалардың шамамен 50% (оның ішінде біздің Галактика да) шиыршықты (спиральді) болып табылады. Мұндай галактикалардың ерекшелігі – оларда екі не одан көп сілемді шиыршықты тармақтар түріндегі құрылым бақыланады. Тармақтар ортасында балдж деп аталатын сфератəрізді жуандалуы бар жазық (қалындығы диаметрінен бірнеше есе аз) дискті құрайды (яғни галактикаға жоғарыдан қарағанда, шиыршық тəрізді құрылымды, ал бүйірінен қарағанда дискті көреміз). Балдж ішінде галактиканың ядросы орналасады. Дискті радиусы диск радиусына жақын сфератəрізді (дəлірек айтсақ, эллипстəрізді) гало қоршайды. Шиыршықты тармақтардағы жұлдыздардың саны олар арасындағы жəне галодағы санынан көп емес болады, тармақтар оларда галактиканың ең жарық ыстық жұлдыздары, жас жұлдыздық шоғырланулары жəне жарқырайтын газдық тұмандықтары топталатындықтан үздік көрінеді. Ал галода көбінесе ескі, жарқырауы аз жұлдыздар орналасқан. Жұлдыз аралық газ бен шаң да галода жоқ дерлік болады (дисктегі жұлдыз аралық газ бен шаңның массасы жұлдыздар массасының бірнеше пайызына жетеді).
Дискі мен галоны өте сиретілген жəне созылған тəж қоршайды. Оның өлшемі галоның өлшемінен ондаған есе көп болады. Тəждің толық массасы галактика жұлдыздарының қосынды массасынан бірнеше есе көп болады, бірақ тəждің үлкен өлшеміне байланысты, оның тығыздығы диск пен галоның тығыздығымен салыстырғанда аз болады. Тəж өзін тартылыс арқылы білдіреді, бірақ жарықты сəулелендірмейді, ода жұлдыздар да, газ-тозаңды бұлттар да бақыланбайды. Тəждің мұндай «жасырын» массасының табиғаты əлі де толығымен белгісіз. Тəж массасына негізгі үлесін ода орналасқан жарқырауларының төмендігіне байланысты оптикалық əдістермен бақылауға келмейтін массалары аз сансыз көп жұлдыздар қосуы мүмкін. Жасырын массаға негізгі үлесін əлсіз əсерлесетін элементар бөлшектер де (мысалы, нейтрино, егер оның тыныштық массасы нолге тең болмаса) қосуы мүмкін.
Сөйтіп, шиыршықы галактикалардың бүйірінен көрінісі суреттегідей болады (суретте біздің Галактиканың сипатты өлшемдері келтірілген). Суреттен көрінетіндей, Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 10 кпк (2Rдиск/3) қашықтықта орналасқан. Ал оларға жоғарыдан қарағанда көрінетін бейне суретте көрсетілген.
Шиыршықты галактикалардың шамамен жартысында тармақтар бірден ядродан басталады (бұл қалыпты шиыршықты галактикалар), қалған шиыршықты галактикаларда ядро арқылы жарық жолақ (бар) өтеді, ал тармақтар сол жолақ шеттерінен орала бастайды (бұл жолақты шиыршықты галактикалар) (2 сурет).
Əр шиыршықты галактика өз центрі бойымен айналып тұрады (жалпы айналыста болады). Диск жұлдыздары галактиканың центрін айнала шеңбертəрізді орбиталар бойымен, ал гало жұлдыздары созылған орбиталар бойымен қозғалады. Галактиканың жалпы айналысы дифференциалды сипатта болады – айналудың бұрыштық та, сызықтық та жылдамдығы галактика центріне дейінгі қашықтыққа тəуелді өзгереді (массаның үлестірілуіне байланысты заң бойынша).
40.Бұрыспішінді шиыршықты Галлактикаларды сипаттаңыз.
Галактикалардың қалған 5% дұрыс емес галактикалар болып табылады. Мұндай галактикалардың дұрыс (симметриялы) пішіні əдетте жоқ болады. Жалпы айтқанда, бұл топқа жоғарыда айтылған топтың үшеуіне де жатпайтын барлық галактикаларды шартты түрде кіргізеді. Мысалы, пекулярлы (яғни ерекше, əр қайсысының пішіні өзгеше, қайталанбас болатын) галактикаларды да, оның ішінде əсерлесетін галактикаларды, əдетте дұрыс емес галактикаларға жатқызады (кейде оларды жеке топқа бөледі). Дұрыс емес галактикалардың жарқырауы ≤
~1043 эрг/с, ал массалары ≤1010 МКүн болады.


Приложенные файлы

  • docx 17987506
    Размер файла: 1 MB Загрузок: 0

Добавить комментарий