Величина и свещение звезд

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

МАЗМҰНЫ

КІРІСПЕ........................................................................................................................5

 

НЕГІЗГІ БӨЛІМІ

 

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ..............................................................7

 

1.  Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар........................................7

 

1.2 Жұлдыздағы энергия тасымалы......................................................................9

 

1.3 Жұлдыздар модельдері..................................................................................11

 

2. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ДАМУЫ...............................................................................16

 

2.1 Жұлдыздардың пайда болуы, гравитациялық сығылу кезеңі…………....16

 

2.2 Ядролық реакция негізінде дамуы................................................................19

 

3.  Дамудың соңғы кезеңі....................................................................................20

 

ЗЕРТТЕУ БӨЛІМІ

1. Абслолют жұлдыздық шама және  жұлдыздардың жарықтылығы………22
2. Жұлыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасын анықтау……………………………………………………………………….24

 

ҚОРЫТЫНДЫ...........................................................................................................28

 

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР.............................................................................28

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

АННОТАЦИЯ

 

Жұлдыздар да Күн тәрізді энергияны  электромагниттік тербелістің барлық толқын ұзындығы диапозонында шығарады. Жарқырағыштық жұлдыздың сәуле  шығаруының жалпы қуатын сипаттайтын  және ең басты сипаттамаларының бірі болып табылады.

Жұлдыздардың жарқырауының айқын  айырмашылығын алғаш рет 1905 жылы дат астрономы Э.Герцшпрунг анықтады. Бүгінде жұлдыздарды олардың  жарықтылығына қарай аса алып және ергежейлі деп топтастырады. Аса алып жұлдыздар Күннен мыңдаған, ондаған мың және жүздеген мың  есе алып жұлдыздар – жүздеген есе күшті сәуле шашады, ал ергежейлі  жұлдыздардікі Күнмен барабар және онан жүздеген мың есеге дейін  төмен.

Табиғатта ергежейлі жұлдыздар  аса алыптар мен алыптарға  қарағанда әлдеқайда көп, сондықтан  біздің Күніміз жалғыз жаратылыс  емес, ол орташа көлемді және орташа жарық жұлдыз болып табылады.

Енді жұлдыз жарқырауының олардың  көлемдеріне ғана емес, олардың фотосфераларының температурасынан да болатынын атап айтамыз. Жұлдыздардың өлшемдері бірдей болған жағдайда фотосфера температурасы  неғұрлым жоғары болса, жарқырауы соғұрлым күшті және жұлдыздардың түстері  де оның температурасына тікелей  байланысты.

Ғылыми жұмыста астрономияның  зерттеу объектілерінің бірі болып  табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және дамуы, жарықтылығы мен жылтылын салыстыруды анықтау мәселелері қарастырылды.

Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда  болуы, дамуы туралы астрономиялық  бақылаулар мәліметтері мен теориялық  есептеулер және болжамдар нәтижелерін  зерттеу. Жұмыстың зерттеу бөлімінде  ең жарық жұлдыздардың Үндістегі  ε, Темірқазықтың  жылтылы мен  жарықтылығын Күнмен салыстыру арқылы Погсон формуласы және абсолют жұлдыздық  шама, көрінерлік жұлдыздық шама арасындағы байланыс теңдеуі арқылы анықтаудың оңай тәсілін көрсеткен.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

АННОТАЦИЯ

 

Звезды как  солнце выпускают энергию на диапазонах электромагнитных волн.  Способность  сверкать у звезд является одним  из основных качеств в выпускании лучей и определяют его мощность.

Впервые в 1905 году астроном из Дании  Э.Герцшпрунг определил, что есть различие между способностями сверкания у звезд. На сегодняшний день звезды делятся на очень большие звезды - гиганты и очень маленькие звезды - карлики.  

В сравнении  с Солнцем большие звезды - гиганты сверкают в десятки тысяч и сто тысяч раз больше, а очень маленькие звезды - карлики сверкают в сто тысяч раз меньше. В природе количество маленьких звезд больше, чем больших звезд, поэтому Солнце является средне сверкающей звездой.

Еще звезды делятся  не только по масштабу, но и фотосферным  температурным явлениям. Когда у  звезд единый масштаб, у них фотосферная  температура больше, сверкают они  еще ярче и цвета звезд зависят  от их температур.

В этом научном  проекте основным объектом исследования является внутренние свойства, появление  и развитие звезд.

Цель работы заключается в исследование внутренних свойств,  появлении и развитии звезд, используя расчеты и результаты прогнозов.  Основной метод определения расстояний до звезд состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд, обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. В проекте в части исследования  дается легкий способ нахождения звездного освещения, сравнивая уравнения абсолютной звездной возможности и видимость звездной возможности, зная расстояние до звезд и её видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину, а также сравнивая светимость и освещения Солнце с яркими звездами.   

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ABSTRAKT

Stars are like the Sun produces energy in the range of electromagnetic waves. The shining feature of the star is one of the main features which produces rays and defines its power.

For the first time in 1905 Danish astronomer E.Hertzprung defined the difference between the shining features of the stars. Nowadays stars are divided into gigantic stars and very stars “dwarfs”.

In comparison with the Sun gigantic stars shine ten thousands and hundreds of thousands times more, while stars “dwarfs”  shine hundreds of times less. In nature the amount of “dwarfs”  stars are more than gigantic stars due to it the Sun is medium shining star.

Moreover, stars are divided not only according to its scale, but also according to photosphere temperature phenomenon. When the scale of the stars is one their photosphere temperature is more, they shine more brightly and the color of the star depends on its temperature.

In this scientific project the main object of investigation is inner features, appearance and development of the star.

The aim of the project is investigation is inner features, appearance and development of the star using calculations and results of forecast. The main method of defining the distance to the stars consists of measurements of their visible mixture against a background of further stars, made circulation of the Earth around the Sun.

According to the mixture (parallax), the height which is proportional to the distance, calculate the distance itself. However this method of calculating is can be adopted only to near stars. In this project work, in the parts of investigation easy way of finding star are given, which is lightning comparing with equation of absolute star ability and visibility of star potentials, with known distance to the stars and it’s visible star size m. It’s possible to find absolute star size as well as comparing luminosity and lightning of the Sun with bright stars.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

КІРІСПЕ

 

Астрономиялық бақылаулар Ғаламдағы  материяның мейлінше әр қилы пішінде  және әр түрлі жағдайда- тығыздығы  түкке тұрмас мардымсыз газ бен  тозаңнан бастап, аса тығыз обьектілерге дейін; ергежейлілерден бастап, өлшемдері  мен жарықтылық шамасы жер мен  көктей алып жұлдыздарға дейін; өзінің дамуындағы әр түрлі кезеңде болатын  аса шағын жұлдыз топтарынан аумақтары  мен пішіндері түрлі-түрлі галактикаларға дейін үздіксіз дамуда болады дейтін негізгі ережесін дәлелдейді. Материяның бар пішіні өзгереді екен, онда демек  Ғаламның түрлі және әр пішінде объектілерінің бәрі бір дегеннен пайда бола алмақ  емес, олар әр түрлі кезеңдерде қалыптасты және сондықтан олардың пайда  болуынан бастап саналатын белгілі  өзіндік ғұмыр жасы бар. Сондықтан  Ғаламдағы объектілердің пайда  болуы мен дамуы толық анықтауды  керек ететін нақты мәселе. Бұл  міндеттер астрономиялық бақылаулар мен олардың теориялық түсіндірулеріне  негізделген ғылыми болжамдарды  талдау жолымен және жаратылыстанудың барлық саласындағы жетістіктерді  пайдалану жолымен жүзеге асырылады.

Сондықтан ғылыми жұмыста астрономияның  зерттеу объектілерінің бірі болып  табылатын жұлдыздардың ішкі құрылысы мен олардың пайда болуы және даму мәселелері қарастырылады.

Жұмыстың мақсаты жұлдыздардың ішкі құрылысы және олардың пайда  болуы, дамуы туралы астрономиялық  бақылаулар мәліметтері мен теориялық  есептеулер және болжамдар нәтижелерін  зерттеу.

Қазіргі кезде жұлдыздардың  тек  сыртқы қабатын тікелей бақылауға  ғана мүмкін. Көптеген жұлдыздардың массасын, радиусын, жарықтылығын, эффективтік  температурасын және химиялық құрамын  анықтауға болады. Осы мәліметтер негізінде жұлдыздардың ішкі құрылысы мен дамуы теориясы қарастыратын мәселелер жұлдыз ішіндегі қысымның, тығыздықтың, температураның және химиялық құрамының өзгерісі; ондағы энергия  көзі табиғатын анықтау, оның жұлдыз бетіне тасымалдану процесі және жұлдыздардың әр түрлі даму кезеңдері  болып табылады.

Жұмыстың маңыздылығы – жұлдыздардың табиғатын зерттеу физика, математика, химия, геология жетістіктеріне сүйене отырып, осы ғылым салаларының  алдына жаңа мәселелер қоя отырып, олардың дамуына және адамзаттың, материяның, Әлемнің құрылысы, оның дамуы және келешегі туралы дұрыс  көзқарасы қалыптасуына ықпал етеді. Жұмыс екі негізгі бөлімнен тұрады. Бірінші бөлімде жұлдыздардың ішкі құрылысы, яғни жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар, жұлдыздардағы  энергия тасымалы, жұлдыздар құрылысы модельдері, ал екінші бөлімінде жұлдыздардың пайда болуы мен дамуының негізгі  кезеңдері қарастырылды. Жұмыстың зерттеу  бөлімінде жұлдыздардың көрінерлік жылтылы мен жарықтылығының қатынасы анықталды.

 

 

1. ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ  ІШКІ ҚҰРЫЛЫСЫ

 

1. Жұлдыздар қойнауындағы физикалық жағдайлар.

 

Ұзақ уақыт бойы   жұлдыздардың күшті жарқырауы олардан орасан зор мөлшерде энергия бөлінетіндігінен қазіргі заманғы физика жұлдыздардағы  энергияның мүмкін болатын екі көзі бар екендігін көрсетеді; гравитациялық  энергия бөлінуіне әкелетін гравитациялық  сығылу және нәтижесінде жеңіл элементтер ядросынан ауырырақ элементтер түзілетін  және үлкен энергия бөлінетін: термоядролық реакциялар.

Гравитациялық сығылу энергиясы есептеулерге қарағанда Күннің жарқырауын тек 30 млн.жыл уақыт ұстап тұруға ғана жеткілікті, ал геологиялық және басқада  мәліметтер Күн миллиардтаған жылдар бойы жарқырап тұрғандығын көрсетеді. Гравитациялық сығылу тек өте  жас жұлдыздар үшін  энергия  көзі болуы мүмкін (мысалы, Торпақ типті). Екінші жағынан термоядролық реакциялар жеткілікті жылдамдықпен тек жұлдыздар  бетінің температурасынан мың есе  үлкен температураларда ғана жүреді. Күн үшін термоядролық реакциядан қажетті  энергия мөлшері бөлінетіндей температура  әртүрлі есептеулер бойынша 12*10⁶  – 15*10⁶ К құрайды. Жұлдыздар қойнауында   10⁷ К үлкен температураларда және өте үлкен тығыздықта газ миллиардтаған атмосфералық қысымға ие болады. Бұндай жағдайларда жұлдыздар стационар күйде тек оның әрбір қабатында газдың ішкі қысымы ауырлық күші әсерімен  теңгерілгенде ғана бола алады. Мұндай күй гидростатикалық тепе – теңдік деп аталады. Сондықтан стационар жұлдыздар дегеніміз гидростатикалық тепе – тең күйдегі газ шар, дәлірек айтқанда плазмалық шар. Бұл жұлдыздың центрінен кез–келген қашықтықта ауырлық күші газдың қысым күшімен теңгерілетіндігін көрсетеді және бұндай шартты мына түрде жазуға болады:

                  (1.1)

Мұндағы:

      - радиусы r тең сфера ішіндегі масса , ρ(r)- центрден r  қашықтықтағы тығыздық.

(1.1) өрнегіндегі  ρ= ,    , M(r) ≈M ,  r≈R  деп алып және Клапейрон – Менделеев теңдеуін пайдалана отырып жұлдыздың центріндегі Р_с қысым мен Т_с температураны есептеуге болады. Егер жұлдыздың ішінде температура қандайда бір себептен артатын болса , онда оның қойнауында қысым артуынан жұлдыз ұлғаюы керек. Ұлғаятын жұлдыз бетінде ауырлық күші артпайды керісінше кемитіндіктен (яғни ауырлық күші арақашықтық квадратына кері пропорционал болғандықтан) ауырлық күші жұлдыздың ұлғаюын жоя алмайды. Бұдан үлкен температураларда гидростатикалық тепе-теңдік сақталу үшін жұлдыздың өлшемі кіші болуы керек. Қойнауындағы белгілі бір химиялық құрамы мен температурасында жұлдыздың өлшемдері арасындағы тәуелділікті былай құруға болады: жұлдыздың центріндегі температура жұлдыздың массасына  М, оның R радиусына қатынасына пропорционал, яғни  Т~ .  Мысалға Күннің ішкі температурасын бағалап көрейік. Күн әрқайсының массасы ½ М₀ тең екі бөліктен тұрады делік. Олардың массалар центрі R₀-ге тең арақашықтықта орналасқан болсын. Екі бөліктің арасындағы тартылыс күші:

 

Бөліктер  шекарасындағы қысым

 

Бұл қысым газ қысымымен теңгеріледі :

Мұндағы А – универсал газ тұрақтысы.

Қысымдарды  теңгеріп, Күннің массасы мен радиусы  арасындағы байлынысты аламыз:

Күн үшін ,  Т = 4,6*10⁶К

Күн центріндегі температура үшін

                    (1.2)

Т_С = 14*10⁶К, яғни орташа температурадан 3 есе үлкен.

(1.2) формуласына жұлдыздардың массасы  мен радиусы арасындағы статистикалық  байланыс формуласын қойып, жұлдыздардың  центріндегі температураның оның  массасы мен химиялық құрамына  тәуелділігін алуға болады:

Т_С = 14*10⁶

     (1.3)

Күн типтес жұлдыздар қойнауында температура  14*10⁶К тең.

Жұлдыздырдың гидростатикалық  тепе – теңдігі мен тағы да бір  ерекшелігіне байланысты. Жұлдыздарды  қыздыру үшін оған әсер жағдайындағыдай  жылу бермеу керек, керісінше одан жылу алу керек. Шындығында, егер жұлдыздар энергиясын сыртқа беретін болса, онда оның температурасы мен қысымы азаяды. Ауырлық күші ішкі қысыммен теңгерілмейді де жұлдызды сығады және жұлдызға айналатын жұмыс жасайды. Сығылу кезінде ауырлық күші сыртқа берілетін энергиядан екі есе артық, яғни жұлдыздың гравитациялық энергиясы газ бөлшектерінің жылулық қозғалысы энергиясынан екі есе үлкен, сондықтан энергия жоғалтатын болғанымен энергия қызады. Керісінше тепе – теңдік күйдегі жұлдызға сырттан жылу берілетін болса, онда ол ұлғаяды да ауырлық күшіне қарсы жұмыс істеп суынады. Бұл қорытындылар кейде былай айтылады: гүидростатикалық тепе – теңдікте тұрған жұлдыздар теріс жылу сыйымдылыққа ие болады.