Абсолюттік жұлдыздық шама және жарқырау.

Аспандағы жұлдыздардың жарық не бәсеңдеу екенін көрінерлік жұлдыздық шама арқылы сан жағынан анықтайды. Көрінерлік жұлдыздық шама жұлдыздың бетінің жарықталынуы туралы мәліметтер бермейді. Себебі, жұлдыздың көрінерлік жұлдыздық шамасы оның қашықтығына тәуелді: жарық алыс жұлдыз бәсеңдеу жақын жұлдызға қарағанда көмескі болуы мүмкін. Жұлдыздардың қайсысы жарығырақ екенін дұрыс анықтау үшін барлық жұлдыздырды ойша бір қашықтыққа келтіріп, олардың жарқырауын салыстыру керек. Астрономияда сондай стандарт қашықтық ретінде 10 парсектегі қашықтық алынған.

Абсолюттік жұлдыздық шама дегеніміз 10 пк қашықтықта болатын жұлдыздың көрінерлік жұлдыздық шамасы. Бақыланатын спектрлік диапазонға байланысты абсолюттік жұлдыздық шамаларда визуалды, фотовизуалды, фотографиялық т.б.б. бөлінеді.

Жұлдыздық қашықтықта белгілі болған жағдайда абсолюттік жұлдыздық шама М-ды есептеуге болады. Қашықтығы r пк жұлдыздың көрінерлік жұлдыздық шамасы т абсолюттік жұлдыздың шамасы М (10пк қашықтықта ойша келтіргенде) болсын. Осы екі шамаға Погсон өрнегін қолданғанда, төмендегідей өрнек шығады:

0,4(m-М)= lg

Бұл өрнектегі мен стандарт 10 пк қашықтықтағы жәнеr пкқашықтықтағы жұлдыздың жарықтылығы. Жарықтылық қашықтықтың квадратына кері пропорционал, сондықтан

lg = lg = 2lg-2

бұл нәтижені жоғарғы өрнектің сол жағына теңестіреміз

0,4(m-М) = 2lg r-2

және абсолюттік жұлдыздық шама М-ды анықтаймыз:

M=m+5-5 lgr

Жұлдыздық қашықтығы r пк, ал параллаксы секунд болса, олардың өзара тәуелділігі мына өрнекпен беріледі.

r = ,

сондықтан абсолюттік жұлдыздық шаманың өрнегіне қашықтық r-дың орнына параллаксты койғанда:

Толық электромагниттік спектрде анықталған жұлдыздық шама болометрлік деп аталады. Болометрлік жұлдыздық шаманы анықтау үшін жер атмосферасында жұтылатын жұлдыздан келетін энергияның үлесін есептеу қажет. Бұл шама теория жүзінде анықталады. Болометрлік жұлдыздық шамадан визуалды не фотовизуалды жұлдыздық шаманың айырымы болометрлік түзету деп аталады.

= - = -

Сәулеленудің үлкен үлесі көрінерлік диапазонға келетін жұлдыздардың болометрлік түзетуі абсолюттік шама жағынан минимал болады және болометрлік түзету жұлдыздың эффективтік температурасына тәуелді.

Сұрақтар: Астрофотометрия негіздері. Погсон өрнегі. Абсолюттік жұлдыздық шамалар.

Ші лекция. Спектралдық анализ негіздері. Спектралдық құралдар. Сәуле шығару заңдары. Доплер принципі. Электромагниттік толқындар диапазондары.

Сәулеленудің қасиеттері және спектрлік анализдің негіздеріСәулеленуді талдау негізгі астрофизикалық әдіске жатады. Соның көмегімен космикалық объектілер туралы көптеген мәліметтер алынады. Біріншіден сәулеленудің қасиеттерімен танысамыз.

Жылулық сәулелену. Барлық қызған денелер өзінің бойынан электромагниттік толқындарды шығарады. Температура 1000 К төмен болған жағдайда негізінен инфрақызыл сәулелер шығарылады. Температураның артуымен толқын ұзындығы қысқа сәулелер пайда болып шығарылатын энергияның мөлшері артады. Қызған дененің сәулеленуінің энергиясы спектрдің белгілі бір облысында көбірек болады. Температурасы 2000К болатын дене өзінен қызыл сәулелерді көбірек шығарып, түсі қызыл болады, ал, 6000 К – жасыл-сары, 10000 К – 20000 К аралығында көк, көгілдір, күлгін сәулелер интенсивті болады. Бірақ, энергияның спектр бойынша үлесуі және спектрдің түрі температурамен қатар дененің химиялық құрамына және физикалық күйіне де тәуелді болады.

Абсолюттік қара дененің сәулеленуі. Дербес бір жағдай үшін жылулық сәулеленудің заңдары белгілі. Егер сәуле шығаратын денені ортадан жылу өткізбейтін қабыршықпен (қабықпен) бөлсек, онда бұл дене тепе-теңдік қалпына келеді (термодинамикалық тепе-теңдік). Дәл осындай жағдайда оның сәулеленуі тек қана температурамен анықталынады. Осындай дене абсолюттік қара дене болады.

немесе

, Вт/м²К⁴ – тұрақты.

яғни, спектрдің ұзын толқындар облысында абсолюттік қара дененің сәуле шығару қабілеті абслюттік температураға пропорционал.

Сәулелену мен жұтылудың элементар процестері. Сиретілген газдар (Құс Жолындағы жиі кездесетін диффузиялық тұмандықтар) сызықты спектр береді, яғни сәуле шығару спектрдің жіңішке облыстарында спектрлік сызықтарда болады. Спектрлік сызықтардың орналасуы және саны газдың химиялық құрамына, оның температурасымен тығыздығына тәуелді болады.

Спектрлік сызықтардың ені бойынша температураны анықтау.

Себебі, осы толқын ұзындығындағы сәулеленуді көптеген атомдар береді. Бұл атомдар үнемі жылулық қозғалыста болады. Қозғалатын атомдар

(Доплер эффектісі бойынша) не бақылаушыға жақындап, немесе алыстайды, сондықтан спектрлік сызықтың ені симметриялық ұлғаяды (1-сурет).

Спектрлік сызықтың интен-сивтілігі төменгі заңмен өзгереді:

1-сурет. Спектрлік сызықытық доплерлік ұлғаюы

I₀ – спектрлік сызықтың ортасындағы интенсивтілігі, атомдардың сәулелік жылдамды-

ғы, - атомдардың ықтималды жылдамдығы. Жоғарғы заң бойынша жылдамдықтары -тең атомдардың саны жылдамдығы 0-ге тең атомдардың санынан есе аз болады. Жылдамдығы 0-ге тең атомдар сызықтың ортасындағы сәулеленуді береді, ал жылдамдығы тең атомдар интенсивтілігі е есе аз сызықтың нүктесін береді. Спектрлік сызықтың осындай екі нүктесінің арасындағы қашықтықтың жартысы спектрлік сызықтың доплер ені деп аталады.

Больман тұрақтысы.

сонда абсолют температура Т мына өрнекпен есептелінеді:

Абсолют қара дененің сәулелену заңдылықтары бойынша температураны анықтау.

осыдан

Сұрақтар:

Спектралдық анализ негіздері. Спектралдық құралдар. Сәуле шығару заңдары. Доплер принципі. Электромагниттік толқындар диапазондары.Сәулеленудің қасиеттері және спектрлік анализдің негіздері.

Негізгі әдебиеттер:

5. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии.-М:УРСС,2001.-544бет

6. Рамазанова С., Тоқсеитова Р. Астрономия. Шымкент. 2009. 238бет.

7. Рамазанова С., Садық Б. Жалпы астрономия курсынан зертханалық практикум. Шымкент.

2008. 54 бет.

8. Рамазанова С. Астрономия пәнінен практикалық сабақтарға арналған оқу-әдістемелік құрал.

Шымкент. 2010.

5. Дагаев М.М., ДеминВ.Г., Климишин И.В., Чаругин В.М. Астрономия.-М.:Просвещение. 1983,

384бет.

6. Курышев В.И. Практикум по астрономии.-М.:Просвещение.1986, 144бет.

7. Дагаев М,М, Лабораторный практикум по курсу общей астрономии.-М.:Просвещение. 1980,

128бет.

8.Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба.-М.:Наука,1980, 454бет.

Қосымша әдебиеттер:

1.Климишин И.А. Астрономия наших дней. –М.:Наука,1980,456бет.

2.АндриановИ.К., МарленскийА.Д. Астрономические наблюдения в школе.-М.:

Просвещение.1987, 112бет.

3.КуликовскийП.Г. Справочник любителя астрономии.-М.:Физматгиз.1961, 494бет.

4.Физика космоса. Маленькая энциклопедия.-М.:Советская энциклопедия. 1986, 783бет.

5.Лейзер Д. Создавая картину Вселенной. –М.:Мир. 1988, 324бет.

Шы лекция.Атмосферадағы оптикалық сәулелер мен радиотолқындар «терезесі». Радиотелескоптар. Радиоастрономияның ролі. Аспан денелерін зерттеудің атмосферадан тыс жүргізілетін әдістері. Негізгі обсерваториялар, аса ірі телескоптар. Астрофизикада зерттелетін электромагниттік сәулелену