КҮН-ЕҢ ЖАҚЫН ЖҰЛДЫЗ
- Күн энергиясы. Күн — Күн жүйесінің орталық және ең үлкен денесі. Күн массасы Жер массасынан 333 000 есе артық және қалған барлык, планеталардың жиынды массасынан 750 есе көп. Күн — энергияның аса қуатты көзі, оның энергиясы электромагниттік толқындар спектінің барлық бөлігінде — рентген және ультракүлгін сәулелерден бастап радиотолқындарға шейін ұдайы сәуле шығарып, таратып тұрады. Бұл сәулелер Күн жүйесіндегі барлық денелерге күшті әсер етеді: оларды қыздырады, планеталардың атмосферасына әсер етеді. Жердегі тіршілікке қажетті жарық пен жылу береді.
Сонымен қатар, Қүн — бізге ең жақын жұлдыз, өзге жұлдыздардан оның айырмашылығы, біз оның дөңгелек шарасын бақылай аламыз да, телескоптын көмегімен өлшемі бірнеше жүз километр шамасындағы ұсақ бөлшектеріне шейін зерттей аламыз. Күн — нағыз жұлдыз,. сондықтан оны зерттеу жалпы жұлдыз атаулының табиғатын түсінуге көмегін тигізеді.
Жер орбитасының эллипстігіне байланысты Күннің көрінетін бұрыштық диаметрі едоуір өзгеріп тұрады. Орташа алғанда ол 32 немесе 1/107 радиан. Ендеше Күн диаметрі 1/107 а. б., яғни 1 400 000 км-ге жуық, Жер диаметрінен 109 есе артық деген сөз.
Жер атмосферасының шегінен тысқарыда күн сәулелеріне перпендикуляр орналасқан 1 м2 ауданға Күннің 1,36 кВт сәулелік энергиясы сәйкес келеді. Осы санды радиусы Жерден Күнге дейінгі қашықтыққа тең шар бетінің ауданына көбейтіп, Күннің толык сәуле шығару куатын (оның жарқырауын) табамыз, ол 4 • 1023 кВт-қа жуық. 6 000 К (Күннің эффектілі температурасы) температураға шейін қыздырылған дене осындай куатты сәуле шығарады. Жердің Күннен алатын энергия ағыны шамамен оның толық энергиясынын, 1/2 000 000 000-іне тең.
- Күннің құрылысы. Өзге элементтердің бәрін қоса алғандағы атомдарының саны шамамен 1000 есе кіші. Сөйтсе де, масса жағынан осы ауырырақ элементтерге Күн массасының 1—2%-і келеді.
Күндегі заттар күшті иондалған, яғни атомдар өздерінің сыртқы электрондарынан айрылған. Ол электрондар иондалған газдың — плазманың еркін бөлшектеріне айналады.
Плазманың, мысалға, 107 бөлшектері бар қайсы бір көлемінің толық электрлік заряды жайлы не айтуға болады?
Күн затының орташа тығыздығы р=1400 кг/м3. Осы мән су тығыздығымен шамалас та, Жtр бетіндегі ауа тығыздығынан мың есе артық. Дегенмен, Күннің сыртқы қабаттарында тығыздық орташа тығыздықтан миллион есе кіші де, ал центрінде 100 есе артық.
Күннің центріне бағытталған гравитациялық тартылыс күш-терінін, әсерінен оның қойнауында зор қысым пайда болады.
Егер Күн ішіндегі зат біркелкі таралған және тығыздық барлық жерде орташаға тең болса, онда ішкі қысымды есептеу оңай болар еді. -ге тең тереңдік үшін шамамен мынадай есептеу жүргізелік.
Осындай тереңдіктегі Ғ = тg ауырлық күші ауданы 5 болатын биіктігі 1/2) радиал бағанның ішіндегі заттың массасымен, сонымен қатар радиусы 1/2/ сфера бетіндегі мәнімен анықталатын болады. Осындай бағандағы күн затының массасы мынаған тең болады:
ал біртекті Күннін иентрінен 1/2 қашықтықдағы гравитацилық үдеу бүкіләлемдік тартылыс заны бойынша мынаған тең болады:
өйткені көрсетілген сферапың көлемі барлық Күн көлемінін. -не тең және тығыздық тұрақты болатын кезде онын ішінде болады. Сондықтан қысым:
Осыдан р=6,6- 1013 Па болады, яғни ол атмосфералық қысымнан миллиард есе артық.
Газ заңдарына сәйкес қысым температура мен тығыздыққа проиорционал болады. Бұл Күн қойнауларындағы температураны анықтауға мүмкіндік береді.
Тығыздық пен температураның центрге қарай артатыны ескерілген дәл есептеулер Күннің центрінде газ тығыздығынын 1,5- 105 кг/м3 шамалас екенін көрсетеді (қорғасыннің тығыздығынан 13.есе артық), ал қысым 2 • 1018 Па шамалас та, температура — 15 000 000 К шамалас.
Осындай температурада сутегі атомдарының ядролары (протондар) өте жоғары жылдамдыққа (секундына жүздеген километр) ие болады да, бір-бірімен (олардың арасындағы электростатикалық тебілу күштердін әсеріне қарамастан) соқтығыса алады. Осындай соқтығысулардың бағзы біреулері ядролық реакциялармен тынады, ол кезде сутегінен гелий түзіледі де, көп мөлшерде жылу бөлініп шығады. Бұл реакциялар Күннің қазіргі эволюция кезеңіндегі Күн энергиясының көзі болып табылады. Соның нәтижесінде Күннің орталық атыраптарында гелий мөлшері біртіндеп артады да, сутегі мелшері кеми береді.
Күн центрінің өзінде Күн қойнауларында пайда болатын энергия ағыны сыртқы қабаттарға беріліп, барған сайын үлкен аудандарға тарала береді. Осының салдарынан Күн центрінен алыстаған сайын күн газдарының температурасы кеми береді. Температураның мәніне қарай және онымен анықталатын процестердін сипатына қарай, бүкіл Күнді шартты түрде 4 аймакқа бөлуге болады
- ішкі, центрлік аймақ (ядро), мұнда қысым мен температура ядролық реакциялардын, жүруін қамтамасыз етеді де, ол центрден шамамен 1/3 аралыққа шейін тарайды
2) «сәулелік» белдеу (1/3-ден 2/3 аралықта), мұнда энергия қабаттан қабатқа электромагниттік энергия кванттарын алма-кезек жұту және шығару арқылы сыртқа беріледі;
3) конвекңиялық белдеу— «сәулелік» белдеудін үстінгі жағынан Күннің дәл көрінетін шекарасына шейінгі аралық. Мұнда температура Күннің көрінерлік шекарасына жуықтаған сайын тез кемиді де соның нәтижесінде зат алмасуы (астынан жылытқан ыдыстағы сұйықтың қайнағаны сияқты коивекция) жүріп жатады;
4) атмосфера, бұл бірден конвекциялық белдеуден басталады да, Күннің көрінетін дөңгелек жүзінін. шегінен аулақка таралып кетеді. Атмосфераның төменгі қабатына газдардың жұқа қабаты кіреді де, біз оны Күннің беті ретінде қабылдаймыз. Атмосфераның жоғарғы қабаттары тікелей көрінбейді, олар не Күннің толық тұтылуы кезінде, не арнаулы приборлар көмегімен бақыланады.
- Күн атмосферасы және Күннің әрекет-қимылы. Шартты түрде Күн атмосферасын да бірнеше қабатқа белуге болады.
Атмосфераның қалындығы 200—300 км, ең терец қабатын фотосфера (жарық сферасы) деп атайды. Спектрдің көрінетін бөлігінде бақыланатын бүкіл дерлік Күн энергиясы осы фотосферадан шығады.
Күннің тереңірек қабаттарындағыдай фотосферада да температура центрден қашықтаған сайын, 8000-нан 4000 К-ге шейін жуық өзгеріп, кеми береді: фотосфераның сыртқы қабаттарының күшті суынуы, олардан сәулелердің планетааралық кеңістікке таралып кетуінен болады.
Фотосфераның фотосуреттерінен жіңішке күңгірт аралықтармен бөлінген, мөлшері орта есеппен 1000 км-ге жуық жарқыраған «кішкентай дәнектер» — г р а н у л а түріндегі оның нәзік құрылымы жақсы байқалады. Бұл құрылым грануляция деп аталады. Ол — газдар қозғалысының салдары, ал газдар қозғалысы фотосфераның астында орналасқан конвекциялық белдеуде болады.
Фотосфераның сыртқы қабаттарында температураның кемуі салдарынан Күннің керінерлік спектрінде (ол түгел дерлік фотосферада өтеді) жұтылу қара сызықтары байқалады. Алғаш 1814 жылы осындай сызықтардың бірнеше жүздеген суретін салған неміс оптигі Я. Фраунгофердің (1787—1826) құрметіне оларды фраунгофер сызықтары деп атайды. Тағы әлгі себептен (Күн шетінен алыстаған сайын температураның түсуінен) Күннің дөнгелек шегі қараңғыланып көрінеді.
Фотосфераның ен жоғарғы қабаттарында температура 4000 К-ге жуық мәнге жетеді. Осындай температурада және 10-3 -10-4 кг/м3 тығыздықта сутегі іс жүзінде бейтарап қалыпта болады. Негізінен металдарға жататын атомдардың 0,01 %-ке жуығы ионданған атомдар шамасында ғана. Дегенмен, жоғарырақта атмосфера ішінде температура жоғарылап, сонымен бірге иондану да әуелі ақырын, содан кейін өте тез қайтадан өсе бастайды. Жоғары қарай температура өсе бастайтын және сутегінін, гелийдің және тағы басқа элементтердің иондануы бірінен соң бірі ретімен жүре бастайтын күн атмосферасының аймағы хромосфера деп аталады. Оның температурасы он мыңдаған және жүз мыңдаған кельвинге барады. Ол күннің тұтылуының сирек мезеттерінде Айдың қараңғы жүзінің айналасында жарқырап қызғылт әдіптей болып көрінеді. Хромосферадан жоғарырақ күн газдарының температурасы 106 —2 • 106 К-ге жетеді де, одан әріде Күннің көптеген радиустарындан аралықта өзгермейді. Осы сирек және ыстық қабық к ү н т а ж ы деп аталады. Оны Күннің толық тұтылу фазасында маржандай жарқын сәуле түрінде көруге болады, сонда ол ғажап әдемі көрініске айналады. Таж газы, планетааралық кеңістікте «буланып», Күннен ұдайы ағып тұратын сиректелген, ыстық плазма ағыны — Күн желі дегенді туғызады.
Хромосфера мен тажды ең тәуірі ультракүлгін және рентген сәулелері арқылы спутниктер мен орбиталық космостық станциялардан бақылаған жөн.
Кейде фотосфераның жеке аймақтарында гранулалар аралығындағы қараңғы аралықтар ұлғайып, дөңгелекше кішкене кеуектер түзіледі; олардың кейбіреулері үлкен қарауытқан дақтарға айналып, шала көлеңкемен жиектеледі; шала көлеңке өзі бой-бой радиал созылған фотосфералық гранулалардан тұрады.
Галилей Күн дақтарын телескоппен бақылап, Күннің көрінетін жүзінде орын ауыстыратынын байқады. Ол — осыған сүйеніп, Күн өз осінен айналады деген қорытындыға келді. Күннің бұрыштық айналу жылдамдығы экватордан полюстерге қарай кемиді, экватордағы нүктелер бір толық айналымды 25 тәулікте жасайды да, полюстер маңында Күннің жұлдыздық айналу периоды 30 тәулікке дейін ұлғаяды. Жер өз орбитасының бойымен Күннің айналысы бағытында қозғалады. Сондықтан Жердегі бақылаушы үшін Күннің өз осінен айналу периоды екі тәуліктен көбірек болады да, Күн дискісінің тап ортасында болған дақ қайтадан Күннің орталық меридианынан 27 тәуліктен кейін өтеді.
Дақтар — тұрақты түзіліс емес. Күн бетіндегі дақтардың саны және пішілі ұдайы өзгереді. Тегінде Күн дақтары топ-тобымен найда болады.
Күн дискісінің жиегінін маңында дақтар төңірегінде жарығырақ түзілістер көрінеді, дақтар күн дискісінің центріне жақын кезінде әлгілер байқалмайды дерлік. Осы жарық түзілістер факелдер деп аталады. Егер Күнді ақ сәулемен емес, сутегінің ионданған кальцийдің және басқа кейбір элемент-тердің спектрлік сызықтарына сәйкес келетін сәулелерде фотоға түсірсе, әлгі факелдер әлдеқайда айқындалып және Күннің бүкіл бетінен көрінеді.Сондай фотосуреттерді спектрогелиограмма деп атайды. Осылар бойынша күн атмосферасының жоғарырақ қабаттарының құрылысын және көбінесе хромосфераны зерттейді.
Күн бетіндегі әрекет-қимыл күшейген аймақтар және дақтар уақыт бойынша периодты түрде орташа алғанда 11 жыл сайын ауысып отырады. Осы құбылысты күн қимылының циклі деп атайды. Цикл басталғанда дақтар жоқтың қасы, содан кейін олардың саны әуелі экватордан жырақта, одан кейін оған жуықтап көбейе бастайды. Бірнеше жылдан кейін дақтар саны максимумға жетеді, яғни оны күн әрекет-қимылының максимумы дейді, ал содан кейін ол төмендейді.
Дақтардың және факелдердің басты ерекшелігі — оларда магнит өрістерінің болуы. Дақтарда магнит өрісі индукциясы үлкен де, кейде 0,4—0,5 Тл-га жетеді, ал факелдерде магнит ерісі бәсеңдеу.
Қашан да, дақтар тобында өте-мөте ірі екі дақ бар, оның біреуі топтың батысы, екіншісі шығысы жағында; олардың таға тәрізді магниттің екі полюсі сияқты қарама-қарсы магниттік полюстері бар.
Күн атмосферасында магнит өрістері өте маңызды роль атқарады — олар плазманың қозғалысына, оның тығыздығына және температурасына күшті әсер етеді. Атап айтқанда, фотосфера жарықтығының факелдерде күшейіп, ал дақтар аймағында онын әжептәуір (10 еседей) кемуінің мәнісі, бәсен магнит ерісінде конвекциялык. қозғалыстар күшейіп, ал магнит өрісінің индукциясы үлкен болған кезінде олардың өте нашарлауынан болады.
Дақтарлын қара болып көрінуі тек қарам-қарсы түстердің әсері ғана олардың айналасындағы фотосфера ыстығырақ болғандықтан жарығырақ көрінеді. Дақтардың температурасы 3700 К маңында, сондықтан дақ спектрінде қарапайым екі атомды: СО, ТіО, СН, СN сияқты, молекулалардың жұтылу жолақтары бар, ал бұлар ыстығырақ фотосфсрада атомдарға ыды-райды.
Температурасы мем тығыздығы үлкен болғандықтан, факельдер үстіндегі хромосфера жарығырақ. Дақтар тобында едәуір күшті өзгерістер болған кезде, кішкене аймақта кейде хромосфералык, о т а л ы с т а р пайда болады: кенеттен 10—15 минут ішінде хромосфсраның жарықтығы қатты күшейеді, қойыртпақталып газ атылып шығады, ыстық плазма ағыны үдем түседі.
Бағзы бір жағдайларда зарядталған жеке бөлшектер өте зор энергия мәніне жете үдей қозғалады. Бұл кезде Күннің радиосәулелер шығару қуаты әдетте миллион еселеп үлкейеді (радиосәуле шығару шарпуы).
Тажда мөлшері одан да керемет, әрекетті түзілістер — протуберанецтер байқалады. Олар таж затымен салыстырғанда тығыздау газдардың бұлттарының қозғалыстары, бұлардың қозғалыс сипаты және пішіні төтенше әрқилы. Протуберанецтердің пішіні және олардың қозғалысы, фотосферадағы тажға кеулеп өтетін магнит ерістерімен байланысты.
- Күн-Жер байланысы. Жерде болып жататын құбылыстарға Күн зор ықпалын тигізеді. Жер атмосферасының жоғаргы қабаттарындағы ең маңызды физикалық және химиялық процестер Күннің қысқа толқынды сәулелеріне тәуелді. Көрінетін және инфра-қызыл сәулелер Жерге негізгі жылу «берушілер» болып табылады. Әр түрлі елдерде, оның ішінде біздің елде де, күн энергиясын шаруашылық және өнеркәсіп мақсаттарында кеңінен қолдану бағытында жұмыстар жүргізілуде (электр энергиясын алу, үйлерді жылыту және т. б.) Келешекте Күн сәулесінің энергиясын пайдаланудын артатыны сөзсіз.
Күн Жерге жарық беріп және жылытып қана коймайды. Бір-қатар геофизикалық құбылыстар Күн әрекетінін білінуімен қосарласа өтеді. Оталыстарда үдеген зарядты бөлшектердің ағыны Жердің магнит өрісіне әсер етеді де, магнит дауылдарын туғызады, ал булар зарядталған бөлшектерді атмосфераның төменірек қабаттарына енгізеді де, осыдан полярлық жарқыл туады. Күннің қысқа толқынды сәулесі мен атмосферасының жоғарғы қабатының (ионосфераның) иондануын күшейтеді, ал бұл радиотолқындардың таралу жағдайына күшті әсер етіп, кейде ра-диобайланысты бұзады. Күндегі процестер Жердің атмосферасы мен магнит әрісіне әсер ете отырып, жан-жануарлар әлемі мен өсімдіктер әлемінің, органикалық әлемнің күрделі процестеріне де жанама ықпал жасайды екен. Бұл ықпалдарды және оның механизмін қазіргі кездерде ғалымдар зерттеу үстінде.
Жұлдыздарға шейінгі қашықтықты анықтау. Олардың негізгі сипаттамасы
Жұлдыздар Әлемдегі аспан денелерінің ең көп таралған түріне жатады. 6-жұлдыздық шамаға дейінгі жұлдыздардын барлық саны аспанда 6000 шамалас, 11-жұлдыздық шамаға дейінгі миллионға жуық, ал 21-жұлдыздық шамаға дейінгі 2 млрд-қа жуық саны бар.
Олардың барлығы Күн тәрізді өздері жарық шығаратын газ шарлар болып табылады, олардың қойнауларынан орасан мол энергия шығарылып тұрады. Бірақ жұлдыздар ең күшті деген телескоптардың өзінде тек жарқыраған нүктелер түрінде көрінеді, өйткені олар бізден соншалықты шалғай орналасқан.
- Жылдық параллакс және жұлдыздарға шейінгі қашықтық. Жұлдыздардың параллакстық ығысуын өлшеу және оларға шейінгі қашықтықты анықтауда негіз болатын Жер радиусы тым кішілеу. Егер Жер Күнді айпала козғалып, шынында да кеңістікте орын ауыстыратын болса, онда жұлдыздардың аспандағы көрінетін орны өзгеруі тиіс. Жарты жылда Жер орбитасының диаметрі шамасында орын ауыстырады. Осы орбита диаметрінің екі басынан жұлдызға карай тартылған бағыттардын айырмасы параллакстық ығысу шамасына тең, болу керек. Басқаша айтқанда, жұлдыздарда жылдық параллакс байқалуы керек.
Жұлдыздан қарағанда Жер орбитасының үлкен жарты осі ) 1 астр, бірлікке тең) көру сәулесіне перпендикуляр болып көрінетін бұрышты р жұлдыздың жылдық параллаксы деп атайды.
Жұлдызға шейінгі D қашықтық үлкен болған сайын оның параллаксы кіші болады. Егер жұлдыз эклиптика полюсінде тұрса, бір жыл ішіндегі аспандағы жұлдыздың параллакстық ығысуы шағын эллипс не дөнгелек бойымен болып өтеді. Коперник қанша тырысса да, жұлдыздардың параллаксын аңғара алмады.
Ең алғаш жұлдыздың жылдық параллаксын 1837 жылы сенімді түрде өлшеген көрнекті орыс ғалымы В. Я- Струве еді. Ол Вега жұлдызының жылдық параллаксын өлшеді. Осымен бір кезде басқа елдерде тағы екі жұлдыздың параллаксы өлшенеді. Оның, бірі Центаврдағы а еді. Ол бізгс ең жақын, жылдық параллаксы р = 0,75″ жұлдыз болып шықты. Жай көзге жуандығы 1 мм сым 280 м қашықтықтан сондай бұрышпсн көрінеді. Жұл-дыздардың соншама кіші бұрыштық ығысуы ұзақ уақыт аңғарылмауы ғажап емес.
Жұлдызға шейінгі кашықтық D = , мұнда а — Жер орбитасының үлкен жарты осі. Егер а=1 деп алынса және бұрыштар кіші кезінде егер р секундпен өрнектелсе, аіn р= Сонда шығатыны:
Ең жақын Центаврдағы -ға шейінгі қашықтық D= 206265»: 0,75″ = 270 000 а. б. Жарық Центаврдағы -ңа шейінгі аралықты 4 жылда жүріп өтеді, ал Күннен Жерге шейін ол 8 минутта ғана, ал Айдан 1 секунд шамасында жетеді.
Жарықтың бір жылдың ішінде өтетін қашықтығын жарық жылы деп атайды, Бұл бірлік парсекпен (пк) қатар қашықтықтарды өлшеуге пайдаланылады.
Парсек дегеніміз Жер орбитасының үлкен жарты осі (көру сәулесіне перпендикуляр болып келгенде) 1″ бұрышпен көрінетін қашықтық.
Парсекпен алынған қашықтық жылдық параллакстың (доғалық секундпен өрнектелген) кері шамасына тең. Центаврдағы жұлдызына шейінгі қашықтық 0,75″(3/4″), немесе 4/3 пк-ке тең.
1 парсек = 3,26 жарық жылы = 206265 а. б. = 3- 1013 км.
Қазіргі кезде жылдық параллаксты өлшеу жұлдыздарға дейінгі қашықтықтарды анықтаудын негізгі тәсілі болып табылады. Көптеген жұлдыздардың параллакстары өлшенілген.
Жылдық параллаксты елшеу тәсілімен 100 пк не 300 жарық жылынан алыс емес жұлдыздарға шейінгі қашықтықты сенімді түрде анықтауға болады.
