Шын күн тәуліктері мен шын күн уақыты

Күннің(дәлірек айтсақ, күн дискі центрінің) бір географиялық меридианындағы екі аттас бірінен соң бірі болатын кульминациясы арасындағы уақыт аралығы шын күн тәулігі деп аталады.

Берілген меридиандағы шын күн тәулігінің басы болып Күннің төменгі кульминация мезеті қабылданады.

Күннің төменгі кульминациясынан оның кез-келген келесі орнына дейін өткен шын күн тәулігінің бөліктері түрінде (шын күн сағаттары, минуттары мен секундтары түрінде) көрсетілген уақыт шын күндік уақыт (T_mẃ) деп аталады.

Кез-келген мезетте берілген меридиандағы шын күн уақыты жұлдыздық уақытты көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесінің сағаттық бұрышына тең, яғни:

T_m = t_m + 12^h

Уақытты шын күн тәуліктерімен өлшеу оңай, бірақ мұндай уақытты күнделікті өмірде қолдану жұлдыздық уақытты қолдану сияқты ыңғайсыз болады, өйткені шын күн тәулігінің ұзақтығы жыл ішінде өзгеріп тұрады. Бұның екі себебі бар.

1) Күннің жыл ішіндегі эклиптика бойымен қозғалысы бірқалыпсыз болып табылады (Кеплердің екінші заңы бойынша (2 тарауды қараңыз) Жер Күнге жақындау орналасқанда, ол өз орбитасы бойымен тездеу қозғалады және керісінше), бұған байланысты Жердің өз өсі бойымен айналуының Күнге қатысты периоды (яғни шын күн тәуілігінің ұзақтығы) өзгереді: Жер мен Күн бір біріне жақын болғанда ол артады, алыс болғанда – азаяды.

2) Күн аспан экваторы бойымен емес, оған айтарлықтай ε=23^o26’ бұрышқа еңкейген эклиптика бойымен қозғалады, бұған байланысты шын күн тәулігінің ұзақтығы Күн эклиптика бойымен бірқалыпты қозғалса да өзгеріп тұратын еді.

Бұл екі себептің әсерінен шын күн тәулігінің ұзақтығы, мысалы, 22 желтоқсанда 23 қыркүйектегіден көрі 50-51 секундқа көп болады.

Шын күн тәулігі бірқалыпсыздығының айтылған екі себебі Жердің өз осі бойымен айналуының бірқалыпсыздығымен байланысты емес, яғни бұл айналыс бірқалыпты болса да, шын күн тәулігінің ұзақтығы өзгеріп тұратын еді.

10.Аспан сферасындағы планеталардың көрінелік қозғалыстары қандай?.

Планеталар көрінетін қозғалыстары бойынша 2 топқа бөлінеді: төменгі (Меркурий, Шолпан) және жоғарғы (Жерден басқа қалған планеталар).

Төменгі және жоғарғы топ планеталарының шоқжұлдыздардағы қозғалыстары түрліше. Меркурий және Шолпан әрқашан Күн қай шоқжұлдызда орналасса, олар да сол немесе көршілес шоқжұлдызда орналасады. Олар Күннен шығыс немесе батысқа қарай орналасуы мүмкін. Планеталардың Күннен шығысқа қарай ең үлкен бұрыштық алшақтауы – ең үлкен шығыстық элонгация, ал батысқа қарай ең үлкен бұрыштық алшақтауы – батыстық элонгация деп аталады. Шығыстық элонгация кезінде планета батыстан Күн батқаннан кейін көрінеді және Күннен кейін аз уақыттан соң батады. Содан кейін кері қарай қозғалады. Алғашында жәй, кейін қатты қозғалып Күнге жақындайды, төменгі бірігу процесі басталады. Біршама уақыттан соң планета қайта көрінеді, Күннен алшақтай бастайды да ең үлкен батыстық элонгацияға жетеді. Планета тоқтап, тік қозғалады, енді ол батыстан шығысқа қарай қозғалады, Күннен қашықтау қысқарады. Бұл уақытта планета Күннің артынан өтеді, екеуінің эклиптикалық бойлықтары тең болады – бұл Күн мен планетаның жоғарғы бірігуі деп аталады. Әрі қарай планета қайтадан батыста көрінеді, яғни төменгі планеталар Күн маңайында тербелетіндей болып қозғалыс жасайды.

Ал, жоғарғы топ планеталарының көрінетін қозғалыстары басқаша болады. Жоғарғы планета Күн батқаннан кейін батыста көрінеді, жұлдыздар арасымен түзу бойымен қозғалады, яғни Күн сияқты батыстан шығысқа қарай. Бірақ оның қозғалыс жылдамдығы Күннен төмен, Күн планетаны қуып жетеді де планета уақытша көрінбей қалады, себебі ол Күнмен бір мезгілде шығып, бір мезгілде батады. Күн планетадан озады, планета шығыста қайта көрінеді. Планетаның қозғалыс жылдамдығы төмендейді, ол тоқтайды, ал әрі қарай жұлдыздар арасымен кері қарай қозғалады, яғни шығыстан батысқа қарай. Біршама уақыттан соң планета қайта тоқтайды, қозғалыс бағытын түзуге өзгертеді, ал бұл уақытта оны батыс жақтан Күн қайта қуып жетеді, ол тағы да көрінбей қалады, осылайша құбылыстар қайталана береді.

11.Планетелардың негізгі конфигурацияларын түсіндіріңіз.

Орбиталар бойымен қозғалысы кезінде планеталар Күн және Жерге қатысты түрліше орналасуы мүмкін. Айталық Т Жер өз орбитасында С Күнге қатысты қандай да бір орын алсын.

Сурет 2.2. Планеталар конфигурациялары

Төменгі немесе жоғарғы планета бұл уақытта өз орбитасының кез-келген нүктесінде бола алады. Егер V - төменгі планета

суретте көрсетілген V₁,V₂,V₃,V₄ нүктелерінің бірінде орналасса, онда ол Жерден бақылағанда Күнмен төменгі (V₁) немесе жоғарғы (V₃) бірігу нүктелерінен, ең үлкен батыстық (V₂) немесе ең үлкен шығыстық (V₄) элонгация нүктелерінен көрінеді. Егер М - жоғарғы планета М₁,М₂,М₃ және М₄ нүктелерінде орналасса, онда ол Жерден бақылағанда қарсы тұрауы (M₁), бірігіп тұруы (M₃), батыс (M₂) немесе шығыс (M₄) квадраттарда болуы мүмкін. Төменгі планета Жерге төменгі бірігу кезінде ең жақын келеді және жоғарғы бірігу кезінде максималды алшақтайды. (сурет 2.2.).

12.Төменгі және жоғарғы планеталар қозғалысының ерекшеліктерін көрсетіңіз.

Орбиталар бойымен қозғалысы кезінде планеталар Күн және Жерге қатысты түрліше орналасуы мүмкін. Айталық Т Жер өз орбитасында С Күнге қатысты қандай да бір орын алсын.

Сурет 2.2. Планеталар конфигурациялары

Төменгі немесе жоғарғы планета бұл уақытта өз орбитасының кез-келген нүктесінде бола алады. Егер V - төменгі планета

суретте көрсетілген V₁,V₂,V₃,V₄ нүктелерінің бірінде орналасса, онда ол Жерден бақылағанда Күнмен төменгі (V₁) немесе жоғарғы (V₃) бірігу нүктелерінен, ең үлкен батыстық (V₂) немесе ең үлкен шығыстық (V₄) элонгация нүктелерінен көрінеді. Егер М - жоғарғы планета М₁,М₂,М₃ және М₄ нүктелерінде орналасса, онда ол Жерден бақылағанда қарсы тұрауы (M₁), бірігіп тұруы (M₃), батыс (M₂) немесе шығыс (M₄) квадраттарда болуы мүмкін. Төменгі планета Жерге төменгі бірігу кезінде ең жақын келеді және жоғарғы бірігу кезінде максималды алшақтайды. (сурет 2.2.).

13.Птолемей және Коперник әлемдерінің жүйесін салыстырыңыз.

Птолемей жүйесінің негізін төмендегі төрт тұжырым құрайды: 1) Жер Ғалам центрінде орналасқан; 2) Жер қозғалмайды; 3) Барлық аспан денелері жерді айнала қозғалады; 4) Аспан денелері шеңбер бойымен және тұрақты жылдамдықпен қозғалады, яғни бірқалыпты.

Птолемей жасаған әлем жүйесі геоцентрлік деп аталады және оны былайша түсіндіруге болады: планеталар эпицикл деп аталатын дөңгелек бойымен қозғалады, ал өз кезегінде эпициклдардың центрлері деферент деп аталатын басқа дөңгелек бойымен қозғалады, ал олардың жалпы центрінде Жер орналасады. Күн және Ай Жерді айнала деферентер бойымен (эпициклсыз) қозғалады (сурет 2.1).

Аспан шырақтарының тәуліктік қозғалысы тұтастай алғанда бүкіл Ғаламның Жерді айнала қозғалуымен түсіндірілді. Планеталардың тік және кері қозғалыстары былайша түсіндірілді: планета өз эпициклының А нүктесінде тұрған кезде оның Жерден бақыланатын бұрыштық жылдамдығы эпицикл центрінің деферент бойымен және планетаның эпицикл бойымен қозғалыстарының қосындысынан құралады. Бұл жағдайда планета жоғары жылдамдықпен тік қозғалып бара жатқандай қозғалады. Планета В нүктесінде болса, онда оның эпицикл бойымен қозғалысы эпицикл центрінің қозғалысына қарама қарсы бағытта болады және оның жерден бақыланатын бұрыштық жылдамдығы ең аз мәнде болады. Егер эпициклдағы

Сурет 2.1. Деферент және эпицикл

планета жылдамдығы эпицикл центрінің жылдамдығынан төмен болса, онда планета бұл жағдайда тік және баяу қозғалып бара жатқандай көрінеді. Егер эпицикл бойындағы жылдамдық эпицикл центрінің жылдамдығынан жоғары болса, онда планета кері қозғалып бара жатқандай көрінеді.

Коперник "Аспан сфераларының айналулары туралы"("Об обращений небесных сфер ") атты кітабында әлем жүйесі туралы көзқарасын баяндаған. Бұл шығармасында Коперник Жер қозғалыстары жөніндегі идеяларын математикалық түрде дәлелдеп, жаңа астрономия дамуына жол бастады. Оның жасаған әлем жүйесі - гелиоцентрлік деп аталды. Бұл жүйенің негізінде келесі тұжырымдар жатыр: 1) Әлем центрінде Күн (гелиос-Күн) орналасқан; 2) Шартәріздес Жер өз осі бойын айнала қозғалады және осы айналыс бүкіл шырақтардың тәуліктік қозғалыстарын түсіндіреді; 3) Жер басқа да планеталар сияқты Күнді айнала қозғалады және осы қозғалыс Күннің жұлдыздар арасындағы көрінетін қозғалысын түсіндіреді; 4) Барлық қозғалыстар бірқалыпты дөңгелектік қозғалыстардың комбинациясы түрінде түсіндіріледі; 5) Планеталардың кері сияқты болып көрінетін қозғалыстары оларға емес, Жерге тән.

Сонымен қатар, Коперник Ай серік ретінде Жерді айнала, ал олар бірге Күнді айнала қозғалады деген пікір айтты. Бақылаулар нәтижесінде Коперник мынадай ойға тоқтады: барлық планеталар (сонымен қатар Жер де) Күнді бір жазықтықта айналып қозғалады. Бірақ бұл жағдайда Жерден көрінетін планеталардың жолдары эклиптика маңайынан орын алады.

Коперник алғаш рет Күн жүйесінің құрылымын дұрыс сипаттап берді. Сонымен қатар, планеталардың Күннен қашықтығын және олардың Күнді айналу периодтарын анықтады. Планеталардың көрінетін қозғалысы Коперник теориясы бойынша өте қарапайым түсіндіріледі.

14.Синодтық қозғалыс теңдеуі айтыңыз. Кеплер заңдары.

Планета мен Жердің тәуліктік бұрыштық орын ауыстыруларының айырмасы планетаның тәуліктік ығысуына тең, яғни . Олай болса төменгі планеталар үшін:

(2.1.1)

Жоғарғы планеталар үшін:

(2.1.2)

Бұл теңдеулер синодтық қозғалыс теңдеулері деп аталады.

Күнді айнала планеталардың қозғалысына қатысты центрлік күш

өрісіндегі материялық нүктенің қозғалыс заңдары XVII ғ. басында

И.Кеплермен тағайындалған. Кеплер Н.Коперниктің Күн жүйесінің

Гелиоцентрлік моделін қолданды.

Кеплердің бірінші заңы:

1. Планеталар күнді айнала бір фокусында күн жататын элипс бойымен қозғалады.

Элипс деп – екі фокусынан алынған элипстің кез келген екі нүктесіне жүргізілген екі түзудің қосындысы тұрақты болатын жазық, тұйық қисық.

Кеплердің екінші заңы:

Күнді планетамен қосатын кесінділер кез келген тең уақытта тең аудандарын сызады.

Кеплердің үшінші заңы.:

Күнді айнлатын екі планетаның периодтарының квадраттарының қатынасы олардың үлкен жарты өстерінің кубтарының қатынасына тең:

15.Астрономияда қашықтықты анықтау әдістерін анықтаңыз.

1998 жылға дейін квазиинерциялық жүйе 1535 жұлдызды кіргізетін FK5 (фундаменталь каталог 5) түрінде жүзеге асырылған еді. Бұл жұлдыздардың координаттары ~0’’,08 қателікпен, ал меншікті қозғалыстар доғаның ~1 мс/ жыл ішінде қателікпен белгілі. Қосымша каталог (FK5-sup.) 3117 жұлдызды кіргізеді, олардың координатары мен меншікті қозғалыстар жоғарылау қателіктермен белгілі: ~0’’,12 және 2 доғаның мс-і жыл ішінде сәйкесінше. FK5 жүйенің негізгі жазықтығы J2000.0 стандарт дәуіріндегі экватормен, ал тік шарықтауларды санау басы –экватордың эклиптикамен J2000.0 дәуіріндегі қиылысуымен, атап айтсақ сол дәуірде Күн центрі аспан экваторын оңтүстік жартышардан солтүстік жартышарға қозғалған кезде қиып өту нүктесімен (^ нүктемен) анықталған еді. Жер мен күннің координаттары, демек эклиптиканың орналасуы, күн жүйесінің денелерін бақылау және динамика теңдеулерін шешу негізінде (яғни динамикалық әдіспен) анықталған болды. Сондықтан экватор мен эклиптиканың қиылысуымен анықталатын күн мен түннің теңелу нүктелері динамикалық деп, ал Күн центрінің көктемгі күн мен түн теңелуінің динамикалық нүктесі арқылы өту моменті – динамикалық күн мен түннің теңелуі деп аталады. Демек FK5 жүйедегі тік шарықтаулардың санау басы динамикалық күн мен түннің теңелуі болып табылады да, ^J2000.0 деп белгіленеді.

Бірақ АҰБР-ғы бақылаулар нутацияның ХАО1980 теориясында болған қателіктер себебінен J2000.0 дәуіріндегі орташа аспан экваторы FK5 жүйесінің экваторымен беттеспейтінін, сондықтан J2000.0 экваторға сәйкес келетін P_J2000.0 полюсі де P_FK5 полюстерге қатысты ығысқан екендігн көрсетті. Осыған сәйкес, FK5 жүйесіндегі тік шарықтауларды есептеу басы (О_FK5) де ^_J2000.0 ніктемен беттеспейді екен.

1998 ж. 1 қантарынан бастап ХАО шешемі бойынша аспан координаттар жүйесі ретінде галактикадан тыс радиокөздер каталогы қабылданған, ол Координаттардың халықаралық аспан жүйесі (International Celestial Reference System - ICRS) деп аталады. ICRS 212 тірек радиокөздердің координаттарымен жүзеге асырылады. Тығыздау толтырылу үшін оларға координаттары нашарлау дәлдікпен өлшенген 396 қосымша көздер қосылған. Жаңа санақ жүйесінің жасалуы АҰБР –дағы 20-жылдық бақылаулар нәтижелерінің арқасында мүмкін болды. ICRS - ң остері квазарларға қатысты бекітілген.

Жаңа санақ жүйесі кинематикалық принципте негізделген: жүйенің остері Әлемнің ең алшақтаған белгілі объектерге қатысты қозғалмайтын болып қалады. ХАО ұсыныстарына сәйкес ICRS жүйенің полюсі FK5 полюсімен оның қателіктер шегінде ( = 50 доғаның мс) келіседі және J2000.0 полюсіне жақын болып табылады (6.1 сурет). ICRS жүйенің тік шарықтауларды есептеу басы да FK5 жүйемен келісілген және J2000.0 динамикалық күн мен түннің теңелуіне жақын. Яғни ХАО ұсынсы бойынша ICRS остерінің бағыттары FK5 жүйемен келісілген.

Бұны жүзеге асыру үшін ICRS жүйедегі тік шарықтауларды санау басы былай анықталды. Әртүрлі каталогтардан 23 радиокөз, олардың ішінде 3С273 квазар да, таңдап алынды, одан кейін олардың әр қайсысының тік шарықтауларының орташа мәндері есептелінген болды. Одан кейін көздердің координаттары 3С273 квазардың орташа тік шарықтауы FK5 іргелі каталог жүйесіндегі мәніне (α = 12h 29 m 6 s,6997) сәйкес келетіндей түзетілді, яғни бұл мән мен 3С273-ң орта тік шарықтауының айырмасы қалған 22 көздердің тік шарықтауларына қосылды. Мұндай анықтау барысында көктемгі күн мен түннің теңелу нүктесі эклиптикаға байланбайды.

16.Бүкіләлемдік тартылыс заңын түсіндіріңіз.

Бүкіл әлемдік тартылыс заңы, Ньютонның тартылыс заңы — кез келген материялық бөлшектер арасындағы тартылыс күшінің шамасын анықтайтын заң. Ол И. Ньютонның 1666 ж. шыққан “Натурал философияның математикалық негіздері” деген еңбегінде баяндалған. Бұл заң былай тұжырымдалады: кез келген материялық екі бөлшек бір-біріне өздерінің массаларының (m1, m2) көбейтіндісіне тура пропорционал, ал ара қашықтығының квадратына (r2) кері пропорционал күшпен (F) тартылады:, мұндағы G — гравитациялық тұрақты. Гравитациялық тұрақтының (G) сан мәнін 1798 ж. ағылшын ғалымы Г. Кавендиш анықтаған. Қазіргі дерек бойынша G=6,6745(8)Һ Һ10–8см3/гҺс2=6,6745(8)Һ

Һ10–11м3/кгҺс2. Айдың Жерді, планеталардың Күнді айнала қозғалуын зерттеу нәтижесінде И. Ньютон ашқан бұл заң табиғаттағы барлық денелерге және олардың барлық бөліктеріне қолданылады. Б. ә. т. з. аспан денелерінің қозғалысы жайындағы ғылым — аспан механикасының іргетасын қалайды. Осы заңның көмегімен аспан денелерінің қозғалу траекториясы есептелінеді және олардың аспан күмбезіндегі орындары алдын ала анықталады. Уран планетасының осы заңға сәйкес есептелінген орбитадан ауытқуы бойынша 1846 ж. Нептун планетасы ашылды. Плутон планетасы да 1930 ж. осындай тәсілмен анықталды. 19 — 20 ғ-ларда бұл заңды алдымен қос жұлдыздарға, сонан соң шалғай орналасқан галактикаларға да пайдалануға болатындығы белгілі болды. Жалпы салыстырмалық теориясының ашылуы (1916) нәтижесінде тартылыс күшінің табиғаты онан әрі айқындала түсті. Шындығында кез келген дене кеңістікте тартылыс өрісін туғызады. Денелердің арасындағы тартылыс күші осы өріс арқылы беріледі. Өте майда бөлшектерден тұратын микродүниедегі (атом, атом ядросы, элементар бөлшектер, т.б.) құбылыстарда Б. ә. т. з-ның әсері сезілмейді. Өйткені онда күшті, әлсіз және электр магниттік өзара әсерлер (қ. Әлсіз өзара әсер, Күшті өзара әсер, Электр магниттік өзара әсер) тәрізді өрістік әсерлер басым болып келеді.

Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік тартылыс заңы деп аталған. Осы заң бойынша, екі дененің бір-біріне тартылатын күші осы денелердің массаларына тура пропорционал, ал олардың ара қашықтығының квадратына кері пропорционал болады:

мұндағы, G - гравитациялық тұрақты деп аталатын пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне әсер ететін денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған. Формула шамасы бойынша бір-біріне тең F₁₂ және F₂₁ күштердің сандық мәнін береді.

17.Екі дене есебін түсіндіріп беріңіз.

Классикалық механикада екі дене есебі, тек бір бірімен ғана әректтесетін екі нүктелік бөлшектердің қозғалысын анықтаудан тұрады. Кең таралған мысал ретінде планетаны айнала қозғалатын жер серігін, жұлдызды айналатын планетаны, бір бірін айнала қозғалатын қос жұлдызды және атом ядросының маңында қозғалатын классикалық электронды алуға болады.

Екі дене есебін, бір бөлшектің сыртқы потенциалдағы қозғалысын шешуге алатын, бір дененің екі тәуелсіз есебі деп алуға болады. Бір денемен есептер нақты шешіле алатын сияқты, екі денеменде сәйкесінше нақты шешім табуға болады. Оған қарағанда үш дене есебі және оданда күрделі есептер ерекше жағдайдан басқалары шешіле алмайды.

18.Шардың тартылуын айтыңыз.

19.Тасу күштері деген не?

20.Потенциалдық энергия және вириал теоремасын салыстырыңыз.

Вириал теоремасы – 1870 жылы неміс физигі Р. Клаузиуспен орнатылған, кеңістіктің шектелген аумағында қозғалып бара жатқан, бөлшектердің орташа суммарлық кинетикалық энергия жүйесіндегі орташа мәні туралы механиканың теориясы. Астрофизикада гравитациялық күшті ескеру арқылы Вириал теоремасы келесідегідей құрастырылған түрі бар болып табылады: кезкелген гравитациялық байланысқан дене (жүйе) үшін оның уақыт бойынша орташа потенциялдық гравитациялық энергиясы:

U _G = -2 _кин (1)

мұнда  _кин – уақыт бойынша бөлшектердің қозғалысының кинетикалық энергиясы. Бұл тұжырымға бөлшектердің ішкі энергиясы жатпайтынын (мысалы, олардың айналу энергиясы немесе газ қарастырылып тұрса атомдардың ішкі энергиясы) ескере кеткен жөн.

21. Жұлдыздық шамалар деген не?

Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес, себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздың бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D:

(1)

өрнегі арқылы анықталады.

Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша:

(2)

энергия ағынын шығарады. Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы:

(3)

түрінде анықталады Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын деп белгілеп:

(4)

өрнегін аламыз. Жоғарыдағы өрнектерді бір–біріне мүшелеп бөлсек, онда:

(5)

немесе логарифмдасақ:

. (6)

Әдетте жұлдыздың радиусы мен жарықтылығын күн бірліктері және арқылы өрнектейді.Олай болса:

22. .Спектрлік талдау әдісі.

Сәулелену қарқындылығының толқын ұзындығы

бойынша үлестірілуі сәулелену спектрі деп аталады.

Құранды жарықты жай сәулелерге жіктейтін құралдар шыны призма, не дифракциялық решетка болады.

Ал толқын ұзындығы әртүрлі сәулелер біздің көзімізге әртүрлі түсті болып көрінеді, сондықтан экран бетіндегі әлгі әртүрлі жай сәулелер жіктеліп түскен жерде әртүсті жолақтарды – спектрді көреміз.

Күрделі жарықты жай жарықтарға жіктеу арқылы оның құрамын зерттеуді спектрлік талдау дейді.

Егер құрал спектрді тек окуляр арқылы көзбен көріп бақылау үшін арналған болса, онда спектроскоп, ал спектрді фотографиялау үшін арналған болса, онда спектрограф дейді. Бұлардың құрылысы бірдей, тек спектрографта спектрдің суреті түсетін жерге фотопластинка қойылады.

Заттың күйіне қарай және оның қандай жағдайда тұруына байланысты спектрдің негізгі үш түрі болады.

Тұтас не үздіксіз спектр бірімен бірі жалғасып жатқан әр түсті жолақтардың жинағы. Мұндай спектрді қызған күйдегі қатты, сұйық заттың бәрі де және үлкен қысым мен жоғары температура жағдайында молекулалары мен атомдары иондалған газдар береді.

Сызықша немесе жолақ спектр қараңғы аралықпен бөлінген жеке-жеке әртүрлі ашық сызықтардан немесе жолақтардан тұрады. Мұндай спектрлерді сиретілген газдар мен булар, мысалы, қызған күйде не электр тогы өткен кезде береді.

Жұтылу спектрі үздіксіз спектр беретін жарық көзінің алдында салқындау газдар не булар тұрған кезде шығады. Мұның түрі көлденең қара сызықтармен айғыздалған тұтас спектр болады.

Спектр - химиялық элементтің ен-таңбасы. Спектріне қарап бір элементті екінші элементтен оңай ажыратуға және әр элементтің спектрі белгілі болғандықтан жарық келіп тұрған зат қандай элементтерден құралғанын айыруға болады.

Күн мен жұлдыздар спектрі тұтылу спектріне жатады..

Спектрдің түріне қарап аспан денелеріндегі электрлік және магниттік күштер туралы да мәліметтер алуға болады. Себебі, жарық пен электр және магнит құбылыстарының арасында байланыс бар екенін білеміз: егер жарық көзін күшті магнит өрісіне қойса, спектр сызықтары «жарықшақталады» – бір сызықтың орнына екі не үш сызық (Зееман құбылысы) шығады, ал күшті электр өрісі болған кезде сызықтар жалпаяды. Аспан денелерінен келетін сәулелерді талдап тексергенде, олардың құрамы өте күрделі екендігі ашылды. Ол сәулелер толқын ұзындықтары нешетүрлі электромагниттік толқындардың жинағы екен: оның ішінде ұзын толқынды радиотолқындар, инфрақызыл сәуле, көзге көрінетін ақ сәуле, қысқа толқынды ультракүлгін сәулелер бар.

23.Жұлдыздардың спектрлік классификациясын түсіндіріңіз.

Гарвард классификациясында спектрлік типтер 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 жоғарғылығынан білуге болады. Сол себепті бұл жұлдыздардың гелийдің сызықтары ең интенсивті болып табылады. Сутегі және кейбір иондалған элементтердің сызықтары жақсы көрінеді. Түсі көгілдір-ақ.

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.. 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 келеді.

С класы. Бұл класс К және М кластарынан көміртегі молекулаларының жұтылу сызықтарының бар болуымен ерекшеленеді.

S класы. Бұл класқа жататын жұлдыздарМ класынан титан қышқылының орнына цирконий қышқылы басым болуымен ерекшеленеді.

Дата добавления: 2015-10-24