Лекция - 11

Жұлдыздық астрономия негіздері.

Бұл бөлімде абсолют жұлдыздық шама мен жұлдыздар жарқырауын есептеуге, жұлдыздардың спектрлік класификациясына және «спектр-жарқырау» диаграммасына ерекше назар аудару қажет.

Спектр – жарқырау диаграммасында Күннің және белгілі өте жарық жұлдыздар орнын көрсете білу керек. Күн қандай да бір ерекше емес, абсолют жұлдыздың М=+4,8, G2 спектрлік топтағы сары түсті ергежейлі жұлдыз екендігіне көз жеткізу керек. Бұл қорытынды әсіресе оқушылардың дүниеге көзқарасын қалыптстыруда маңызды.

Жұлдыздар жарқырауы өте үлкен 10 -10 шекте өзгеретіндігі, ал олардың диаметрлері 10 -10 , массалары 10 -10 шекарасында өзгеретіндігін, (Өлшем Күн бірлігімен алынады) бұл жұлдыздардың орташа тығыздығы шектері әртүрлі парадоксты еккенін түсіндіретінін атап айту қажет. (Мысалға қызыл аса алыптар тығыздығы мен ақ ергежейлілер тығыздығын салыстырыңдар).

Сонымен қатар Күн мен жұлдыздардың физикалық табиғатының бірлігі және физикалық жағдайларының әртүрлілігі туралы қорытынды жасау керек.

Бұл бөлімде жұлдздар массасы туралы біздің біліміміздің жалғыз сенімді көзі әзірге қос жұлдыздар болып табылатындығын меңгеру керек. Соңғы жылдарғы зерттеулер табиғатта жалқы жұлдыздардан гөрі қос жұлдыздар әллдеқайда көп екендігін көрсетеді. Көптеген Ғ8-М спектрлік класының кейінгі жалқы жұлдыздары аномальды жәй айналады, бұл олардың айналасында планеталық жүйе болуының белгісі болып табылады.

Жаңа жұлдыздарды соңғы зерттеулерден мынадай дәйектемелер анықталды: көпшілік жаңа жұлдыздар қопарылыстан кейін тынышталып қос жұлдызға айналады. Бұның себебі әзірге анықталған жоқ, бірақ бұл өзіне ерекше назар аударуда. Галактикаларды зерттеуде радиоастрономиялық зерттеулер үлкен жетістіктерге жетуде.

Лекция – 12

Қос, айнымалы және жаңа жұлдыздар

Жұлдызды аспанды бақылаған әрбір адам Жетіқарақшы жұлдызындағы «шөміш сабының» орта тұсындағы жұлдызға назар аударған болар.Осы жұлдыздың жанында, онан бар болғаны 12^/ қашықтықта, 4,0^m –ге тең көмескі жұлдыз жалтырайды, ол жарық жұлдызға көршілес болғандықтан онан сайын көмескіленіп көрінеді.Осы екі жұлдыздың алғашқысы жұлдыздық карталарды гректің ζ (дзета) әрпімен, ал екіншісі латынның g әрпімен белгіленген.Ортағасырлық араб астрономдары оларға жеке-жеке ат қойған, ол осы күнге дейін солай аталып келеді: жарығы – Мицар(Ат), көмескісі Алкорь (Салт атты) делінеді.Алькор қазақ аңызында Жетіқарақшының Үркерден алып қашқан қызы деп айтылады.

Қосарлығы оптикалық құралдармен ажыратылатын жұлдыздарды бақыланатын қос жұлдыздар,ал оларды құрайтын екеуін – қос жұлдыздардың компоненттері дейді.Айдаһардағы ν, Лирадағы β, Мицар және басқалар бақыланатын қос жұлдыздардың Миардың(ξ1) компоненттерінің бірінің жылтылы 2,4^m,екіншісінікі – көмескілеуінікі (ξ2) 4,0^m, ал жай көзге жұлдыздар дараланбайтындықтан,Мицардың жалтырауы 2,2^m жұлдыздық шамасы дәрежесі шамасында көрінеді.

Шындығында қос жұлдыздардың арасында компоненттері кеңістікте бір-бірінен алыс қозғалатын және тек бір бағытта көрінетіндері де бар. Оларды оптикалық қосарлылар деп атайды.Оларға аспандағы жұлдыздардың жақын орналасқандарының көпшілігі жатады.

Керісінше, бақыланатын визуальды қос жұлдыздардың көпшілігі жай көзге жалғыз болып көрінеді, компоненттері Күннен бірдей қашықтықта болатын физикалық қос жұлдызға жатады.Олар бір-бірінен тартылыста және олардың ортақ массалар центрінің төңірегінде айналады.Физикалық қос жұлдыздары бинарлы жұлдыздар немесе бинарлы жүйелер деп атайды.

Егер бірнеше күн бойы әр кещте екі-үш рет Персейдегі β жұлдызын қарап және оның көрінетін жарығын көрші шоқжұлдыз Кассиопеядағы α және β жұлдыздарымен салыстырса,онда осы жұлдыз жарқырауының айнымалылығын аңғару оңай.Бірде ол Кассиопеядағы жұлдыздар сияқты анық жарқырайды, бірде олардан көмескіленеді.

Осындай жұлдыздарды айнымалы жұлдыздар деп атады.

Тұтылмалы айнмалы жұлдыздарды, көбінесе тұтылмалы қосарлы жұлдыздар деп атайды, бұл шындығында жарықтары тұрақты болатын компоненттері Жер арқылы өтетін жазықтықта жатқан орбитасы бойымен массаның жалпы центрі төңірегінде айналатын спектрлі қос жұлдыздар болып табылады.Сондықтан тұтылмалы қос жұлдыздардың компоненттері айналу процесінде бірін-бірі бақылаушыдан периодты жартылай немес түгелдей көлегейлейді (тұтылғандай болады). Тұтылу болмай тұрған кезде бақылаушыға екі компоненттің де жарығы көрінеді,ал тұтылу кезінде тұтылдырушы компоненттің көлегейлеуінен жарық азаяды және бақылаушы жұлдыз жарқырауының көмескіленгенін байқайды.

Жаңа жұлдыздар кенеттен пайда болады, оның үстіне олардың жарқырауы жалтырауы тез артады.Жұлдызды аспанның фототүсірілімін зерттеу нәтижесі бұл жұлдыздардың көмескі болатынын көрсетті.

Неғұрлым жарық жаңа жұлдыздарды олардың жарқылы кезінде астрономия әуесқойлары ашты.Оған Бүркіт шоқжұлдызындағы (1975 жылы тамызың 25 –і)жаңа жұлдыздар мысал бола алады.Фототүсірілімдерге қарағанда Бүркіт шоқжұлдызындағы жаңа жұлдыздың жалтырауы жарқылға дейін үш күн бұрын 11^m болды, ал төрт күн ішінде 0,5^m-ге дейін, яғни 40 мың есеге жуық артты!Содан соң ол көмескілене берді,шамамен 200 күн өткенде жай көзге көрінбейтін болды,ал 1 жылдан соң өзінің бұрынғы мәніне 11^m-ге дейін әлсіреді.