Тақырып. 2 сағат. Айдың жұлдыздарға және Күнге қатысты көрінерлік қозғалысы

360:27.3217=13.1764

Яғни ай қандай да бір жұлдызға қатысты жуық шамамен 27*1/3 тәулікте толық бір айналыс жасайды.Бұл айдың жұлдыздық немесе сидерлік айналыс периоды не сидерлік ай деп аталады.Орта есеппен бір сидерлік ай тең 27d7h43m11s47тең.

Бірақ ол 7сағатқа дейін ай орбитасының күшті өзгеруіне байланысты өзгереді.Сидерлік ай айдың жерді айналу периоды болып табылады.Ай фазалары бірінен кейін –бірі мына ретпен ауысып отырады.

1. 
   Жаңа ай.Бұл кезде ай аспанда мүлде көрінбейді.
   
2. 
   фаза.Бірінші ширек.Айды дөңестігі оң жағнда боатын жарты дөңгелек ретінде көреміз.
   
3. 
   Толық ай.Ай толық дөңгелек ретінде көрінеді.
   

1. 
   
   
   
   Сурет. Ай фазалары
   

Ай фазаларының ауысуы күннің,айдың,жердің кеңістікте қозғалуына байланысты әртүрлі қалыптарда болуымен түсіндіріледі.Ал өзі сәуле шығармайды,ол күнмен жарықтандырылады.Айдың фазасының өзгеруі арасындағы уақыт аралығын,яғни тетелес екі жаңа ай фазаларын аралығын синодтық ай деп атайды.Оның орташа мәні 1синодтық ай =29d12h44m2s78=29.53059тәулік. Мұндай болу себебі синодтық ай сидерлік айдан ұзағырақ.Ай жерді айналған уақытта жердің өзі күнді айналады.Сондықтан ай мен күннің өзара орналасуы өзгеріп отырады.Айдың сидерлік және синодтық периодтарының арсындағы қатынас мына өрнекпен беріледі.

1/M-1/T=1/S (1)

M- сидерлік ай

T- жердің күнді айналу периоды

S-синодтық ай

(1)өрнектен 1/М-1/Т айырмасы айдың аспан сферасы бойынша күнді қагдай уақыт үлесіне дейін қуып жететінін көрсетеді.Бірақ бұл білік уақыттағы қуып жету шамасы 1/S-ке тең деп алуға болады.

2. 
   Сурет .Синодтық және сидерлік айлардың айырмашылығын түсіндіру
   

Ай өзінің қозғалысы кезінде жерді айнала қозғалатын болғандықтан,күн мен жердің ортасында болуы мүмкін.Яғни жаңа ай кезінде ол күнді жабуы мүмкін. Бұл кезде күн тұтылуы болады. Ал басқа жағынан қарағанда жер күн мен айдың ортасына келіп қалса,онда жаңа ай фазасы кезінде ай жердің көлеңкесінде қалып қалады да, ай тұтылуы болады.Егер ай жазықтығы эклиптика жазықтығымен сәкес келетін орбитамен қозғалатын болса,онда күн және ай тұтылулары әрбәр синодтық ай сайын болар еді.Бірақ ай орбитасы жер орбитасына 5сағ8мин көлбеу орналасқандықтан тұтылу ай сайын болмайды. Тұтылу болу үшін ай жаңа ай не толық ай фазалаы кезінде ай және жер орбиталары жазықтықтарының қиылысу сызығында болған кезде байқалады.Күн тұтылуының 3түрі бар;

Жеке,толық,сақина тәрізді.

Егер ай күн дискісінің біраз бөлігін жартылай ғана жапса,жартылай күн тұтылуыдеп аталады.Егер ай күн дискісінің тек ғана біраз бөлігін жабатын болса,жерден көрінген күн және ай дискілерінің өлшемдері жуық шамамен бірдей болып көрінеді.Бірақ күн диаметрі ай диаметрінен 400есе үлкен,ал ай бізге күннен 400есе жақын орналасқан.Бұл қатынас жерден күнге дейінгі және айдан жерге дейінгі аралықтардың өзгеруіне байланысты күн дискісі айдікінен біресе үлкен,біресе кіші болып көрінеді.Егер ай дискісі күн дискісінен үлкен болып көрінсе,онда күннің толық тұтылуы байқалады.Егер күн дискісі айдискісінен үлкен болса,онда күннің сақина тәрізді тұтылуы байқалады.Осы себепке байланысты күннің толық тұтылуының ұзақтығы әртүрлә болады.Тұтылулар ай қиылысу сызықтарында болған кезде де байқалады.

Бірақ KTS=TKO+KOS7

Сондықтан біз былай жазамыз.

В=LTK+TKO=NMS+MSO

LTK бұрышы қателіксіз Ай дискісінің көрінерлік дискісі ретінде алынады.R=15мин32секунд.

ТКО және ТКМ бұрыштары жер радиусы.ОЛ айдың горизонтал паралакс ретінде

Р= TKO=TKM

P=57m3s

NMSКүн дискісінің көрінерлік радиусы ретінде қабылдануы мүмкін.Ол R=16m16s

MSO Күн центрінен көрінетін жер аралаксы,яғни MSO= P=8s.8.

=R+P+P-P=15m32s+16m16s+57m3s-8m.8=1t28m42s.

Сонымен күн тұтылуы Ай центрінің эклиптикалыұ шамамен 1,5 болған кездеКүн тұтылу болады.Эклиптика жазықтығынан есептегенде Ай центрі түйінен қандай бұрыштық қашықтықта болатынын анықтайық.Ол мына суретте көрсетілген.

3. 
   Сурет.. Күн тұтылуы басталған кездегі Айдың эклиптикалық ендігін анықтау.
   

Шындығында 2суретте А Ай орбитасының бір түйіні болсын,оның аспан сферасына проекциясының бір бөлігі АЕL кесіндісіне тең болсын,АЕ-эклиптика доғасының ұзындығы.

В=1,5 болған кезде Ай L- нүктесінде болады.Сонда LАЕ= і деп белгілесек, онда сфералық тік бұрышты үшбұрыштан АЕL

tg=sinAE+tgi

i=5t8m.=1.5 мәндерін қойып ай центрінің түйінінен эклиптика бойынша арақашықтығын аламыз,яғни түйінге қатысты теңдеу аламыз.Ол 16,5тең. Бұл алынғын нәтиже әрбір жыл сайын Күн тұтылуы 2рет болып тұруы керек дегенді көрсетеді.Шындығында ай түйіннен16,5 қашықтықта боған кезде тұтылу болуы керек.Енді бұл нәтиже түйіннен сондай қарама-қарсы қашықтықта болуы керек.Сондықтан аспан сферасының барлық облыс ендік бойынша 33 сәйкес келеді. Осы аралық жуық шамамен 33 күнге сәйкес келеді. Сонда осы 33күннің ішінде әйтеуір жаңа Ай фазасы болады.Кейде екі рет болуы мүмкін.Тұтылу бір рет немесе жердің қалпында 2рет байқалуы мүмкін.

Ай тұтылуына қатысты осындай жүргізілген есептеулер бойынша түйіннен 11,5 аралықта байқалу керек. Ендеше жалпы 23 құрайды.Сондықтан Ай тұтылуы егер ай күн 23 градусты жүрген кезде,осы күндер бойы тек жаңа ай фазасының қайталану периоды 29 тәулік.Сонымен Күн тұтылулары жылына 2 рет болуы аз болмайды ,ал Ай тұтылулары бірде-бір рет болмауы мүмкін.

Қазіргі кезде астрономияның астрофизика деп аталатын бөлімі өте тез қарқынмен дамып келеді, себебі астрофизика космос денелерінің, планеталардың, олардың серіктерінің, Күн және жұлдыздардың, жұлдыз шоғырларының және оқып-зерттейді. Сонымен қатар, астрофизика оларда болатын процестерде, космос денелерінің эволюциясының, сол сияқты бізді қоршаған біртұтас әлемді зерттейді. Астрофизиканың дамуы астраномияның басқа бөлімдеріне қарағанда қазіргі кездегі зерттеу әдістерінің тез жетілуіне байланысты астрономияның басқа бөлімдеріне қарағанда тез дамиды. Адам баласының космосқа шығуы, жер атмосферасының тысқары бізге жақын космосты зерттеуі, сол сияқты жер бетінен бақылау техникасының жетілуі болып табылады. Қазіргі кезде астрономдар аспан денелерін электромагниттік толқындардың кез - келген диапазонында зерттей алады. Ұзын толқындардан бастап қысқа, рентген, гамма толқындар саласында да зерттейді. Аз уақыт арасында 1960 жылдарда осындай зерттеулер нәтижесінде көптеген жаңа объектілер ашылды. Мұнда объектілерге квазарлар, пульсарлар, рентгендер сәулелер көздері т.с.с. жатады. Мұндай жаңа объектілерге ашылуы бізді қоршаған Әлемнің алуан түрлі материядан құралатындығын дәлелдеді.

Астрофизиканың негізгі зерттеу әдістері:

1. 
   Визуалды бақылау (жай көзбен және телескоптармен);
   
2. 
   Астрофотография. Астрограф;
   
3. 
   Астрофотометрия;
   
4. 
   Астроспектроскопия;
   
5. 
   Радиоастрономия, радиотелескоптар;
   
6. 
   Аспан денелерін космостық ақпараттармен зерттеу.
   

болады. Осыларға қысқаша тоқталайық.

Астрофотография аспан денелерін телескоппен суретке түсіретін телескопастрограф деп аталады. Қазіргі кезде астрофотография визуальді әдісті ығыстырып шығарады деп айтуға болады. Астрофотографияның мынандай ерекшілікеріментүсіндіруге болады:

1. 
   Лезділік. Көз арқылы сезіп үлгіре алмайтын өте тез өтетін құбылыстарды сезгіштігі, мысалы, метеориттердің ұшуын;
   
2. 
   Фотопластинка жарық әсерін біртіндеп жинақтайды. Экспозиция уақыты (суретке түсіру уақыты) неғұрлым көп болса, соғұрлым жарықтың пластинкаға әсері көп болып,өте әлсіз обьектілерді: жұлдыздарды, тұмандықтарды суретке түсіруге болады;
   
3. 
   Фотографияның документальдігі (құжаттылығы), яғни фотопластинка арқылы аспан денелерінің дамуын, өзгеруін көп уақыт өтілгеннен кейін салыстырып, зерттеп қорытынды шығаруға болады (арнаулы негатив шынылы каталог арқылы, ол кітапханада сақталған)
   

Радиометр, балометр жұлдыздар спектрлерінің толық жарық шығаруын сипаттайды. Аспан денелеренің жарық шығаруы, олардың жалтыраумен сипатталады, неғұрлым жарық болса, соғұрлым жалтырауы күшті болады. Жылтырауы деп-шырақтың барлық шығарған жарығының қабылдағышқа түсетін бөлігін айтады. Шырақтың жылтырауы жұлдыздық шамамен сипатталады. Жұлдыздық шаманы алғашқы рет енгізген грек астрономы Гиппарх болатын. Ол аспандағы көзге көрінетін ең жарық жұлдызды 1-шамадағы жұлдыз, ал одан жалтырауы 2,5 есе кем жұлдызды 2-шамадағы жұлдыз, ал одан жалтырауы 2,5 есе кем жұлдызды үшінші шамадағы жұлдыз т.с.с. жұлдыздық шаманы (m) деп белгілейді, сонда былай жазуға облады: 1^m,2^m,3^m т.с.с. Бұдан жұлдыздық шама сандары өскен сайын жұлдыздың жалтырауы төмендей беретіндігін көруге болады. Көздің мұндай қасиеті ғылымда тек XVIII ғасырдың аяғында белгілі болды. XIX ғасырда физиолог Е.Вебер мен психолог Г.Фехнер ашқан психофизиологиялық заңға бағынатындығы анықталды. Сезімнің өзгеріс заңы Вебер-Фехнер заңы деп аталады. Сезімнің өзгерісі тітіркендіру факторының салыстырмалы мәніне тура пропорцианал. Сонда, Вебер-Фехнер заңы былай жазылады.

(*) өрнектің интегралданғанда шығатын:

m =-kInE+C

мұндағы:

с- интеграл тұрақтысы.

Екі түрлі шыраққа Е, Е, m, m жұлдыздық шамалар айырмаларына тең:

m₂- m, = - к Іn Е₂+ С + кІnЕ,- С = к(ІnЕ_гІnЕ₂) = kIn Е₁/Е₂ бұдан In Е₁/Е₂ = m₂ - m₁/ k немесе Е₁/Е₂ = I m₂ - m₁/ k = p^m₂^-m₁ ( p = I^1/K)

яғни Е₁/Е_{2 =} p^m₂^-m₁ бұл теңдіктен ондық логарифм алсақ шығатыны
Ig Е₁/Е_{2 =} (m₂ - m₁) I g.p.

1856 жылы ағылшын астрономы Погсан (1829-1891), егер екі шырақтың (аударып қара) жалтырауы бір-бірінен 100 есе артық болғанда, жұлдыздық шамаларының айырмасы 5-ке тең болатындығын көрсетеді, яғни

Cондықтан, lg100 = 5lgp ---2 =5lgp

Бұдан,

lgp = 2/5=0.4

p = 10^0.4 = 2.5127

Сөйтіп былай жазуға болады:

lg Е₁/Е₂ = 0.4(m₂ - m₁)

Бұл Погсон формуласы немесе

Е₁/Е₂ = 2.512^m₂^-m₁

Е шырақтың жылтырауы артқан сайын жұлдыздық шама (m) кемитін болғандықтан (-) таңбасы болады.

Неміс ғалымы Иоганн Кеплердің (1571-1630) планеталар қозғалысына арналған заңдары Птолемейдің планеталардың күнгі бір қалыпты шеңбер бойымен айналады деген пікіріне революция жасады деуге болады.Кеплер Марс планетасының қозғалысына жасаған өзінің бақылауына негізделіп және өзінің ұстазы болған Дания астрономы Тихо-Браге 20-жылдай Марс қозғалысын бақылаулар материалдарының нәтижелерін пайдаланып, планеталар қозғалысының бүкіл әлемге белгілі үш заңын ашты.Ол Кеплер атымен «Кеплер заңдары» деп аталды.

1. 
   Кеплердің бірінші заңы:
   

АП-эллипстің үлкен осі

ВД-эллипстің кіші осі

О- эллипстің центрі

АО-эллипстің үлкен жарты осі

ВО-эллипстің кіші жарты осі

S-оң фокус.Күн орны.

Полярлық координаталар жүйесіндегі Кеплердің бірінші заңының формуласы: p (1)

һ 1+ e cos φ

Мұнда, е –планетасының эксцентрисітеті

Р-планета параметрі

Р= а(1-е²)

r-планетаның радиус векторы

φ-планета радиус векторының эллипстің үлкен осімен жасайтын көлбеулік бұрышы.

а- планета орбитасының үлкен жарты осі, мұның екінші мағынасы планетаның Күннен орбиталдық ара қашықтығын көрсетеді.Ол мынаған тең:

r _n +r_a

2

Мұндағы:

r_a-планетаның Күннен афелидік ара қашықтығы

П нүктесі – перигелий деп аталады.

А нүктесі – афелий деп аталады.

Ал егер ортасындағы дене Жер болса, онда П нүктесі перигей деп аталады,ал А нүктесі апагей деп аталады.

Ал егер ортасындағы дене Ай болса, онда П нүктесі переселен деп аталады, ал А нүктесі апасеген деп аталады.

Бұл есте болу керек.

Планета орбитасының эксцентриситеті деп аталады, сонда OS=ae

Енді r_a және r _n ара қашықтығын табайық.

r _n планеталық перигейлік ара қашықтығын деп аталады, ол мынаған тең

r_П =a-ae=a (1-e);[r_П= a (1-e)]

P_A=a+ae=a (1+e);[r_П= a (1+e)]

Күн мен Жердің ара қашықтығы:

149,6*10⁶ км=150 млн км =1а.б.

Кеплердің екінші заңы:

Планетаның радиус векторы r бірдей уақыттар аралығында тең аудандар сызады.

Штрихталған аудандар бірдей t уақытта сызылып тұр.

Кеплердің екінші заңының салдары :

Кеплердің үшінші заңы.

Планеталардың сидерлік периодтарының квадраттарының қатынасы олардың орбиталарының үлкен жарты осьтерінің кубтарының қатынасындай болады:

T₁² a₁³

T₂² a₂³

Ал егер T₂=T=1 жыл

а₂ = a=1a.б. болса, онда (3)-тен

T² = a³

Индекстерін әдейі жазбай отырмыз, оны жазбағанда Т, а , кез келген планета деп алып (4) өрнектен Т табамыз:

T=√a³⁼a√a,

T=a√ a

Мұндағы а-1а.б. өлшенеді, сонда Т-жылмен есептеледі.

(4) өрнектен а табалық.

а =³√Т²

Бұл өрнек арқылы планета орбитасының үлкен жарты осін есептеуге болады.

Ж.С.С. қатысты Кеплер заңдарының айтылымы мынандай болады:

1. 
   Ж.С.С. эллипс бойымен қозғалады, оның 1 фокусында Жердің массасының центрі болады.
   
2. 
   Серіктің радиус векторы тең уақыт аралығын бірдей аудандар сызады.
   
3. 
   Серіктердің айналу периодтарының квадраттарының қатынасы, олардың орбиталарының үлкен жарты осьтерінің кубтерінің қатынасындай болады.
   

1971 жылдан 2002 жыл аралығында кісілі космос корабльдерінің ұзақ қақыт ұшумен байланысты космонавтардың жұмыс істейтін тұрақты орнының көлемінің жеке кабинадан көп орынды кабинаға ауысуы болды. Бұл орбиталық станцияда әртүрлі зерттеу құралдарын орналастыру мүмкіншілігі тудырады.

Сектрограф, арнаулы жарық филтрлері қолданылады. Егер спектроскоп арқылы спиртовканның жалынына тұз қараса, тұтас спектрдің сары жолағында анық сары сызық көрінеді.

1858 жылы неміс физигі Кирхгов атом өзі кандай спектр шығарса, сондай түсті жұтатындығын ашты. Егер де жарық көзінен шыққан сәуле тұтас спектр беретін суық газ немесе бу арқылы өтсе, онда газ не бу өзі қызған кезде шығаратын сызықтарды жұтады. Мысалы, натрийдің салқын буы сары сызыкты жұтады да, оның орнына қара сызық пайда болады. Сөйтіп, жұтылу спектрлері өте кызған қатты және сұйық заттардың немесе өте қатты сығылған газдар спектрлар Күннің спектрі жұтылу спектрі болады. Күн температурасы өте жоғары плазмадан тұрады және оны қоршаған газ кабаты атмосферасы болады. Сол газ қабатынан (атмосферасынның) күн жарығы өткенде ондағы бар элементтері өзіне тән сызыктарды жұтады да тұтас спектр беттерінде көптеген қара сызықтар пайда болады. Қазіргі кезде күн атмосферасының құрамында жерде кездесетін 70-астам элементтер бар екендігі анықталған.

Допплер-Белопольский принципі

1847 жылы прага математигі Допплер аспан шырақтарыны сәулелік жылдамдығын анықтайтын формула шығарды:

V = ^{^я/я} с

Мұндағы дя = л, - л,у, = — с,

с- жарық жылдамдығы (вакуумдегі).

Допплер принципінің мағынасы мынада: егер шырақ сөзге жақындай қозғалса, оның шығарған толқын ұзындығы спектрдің қыска толқын жағына қарай ығысады, ал шырақ сөзге қатысты алыстай қозғалса, онда оның шығарған толқын ұзындығы спектрдің ұзын толқын жағына қарай ығысады.Бұл принципті орыс астрономы, академик Белопольский тәжірибе кезінде дәлелдеді (1900 жыл). Сондыктан бұл принцип екеуінің атымен Допплер-Белопольский принципі деп аталады.

Допплер принципін түсіну үшін мына суретке көз салыңдар.

*1 және *2 жұлдыз бақылаушыға қатысты қозғалмайтын монохроматты жарық шығаратын жұлдыздар дейік, сонда олардың спектрі былай болады: