Аспан механикасы

Ғарышкерлердің айқындауы бойынша адамдар Жерді Әлемнің шексіз кеңістіктерінде жүйіткіп бара жатқан кішкентай кеме ретінде алғаш рет көрді. Ғарыштық кеңістіктер жайлы, онда орындалатын заңдар жайлы ғарыштық факторлардың жердегі процесстерге әсері жайлы білімінің болашақта бүкіл Әлемді мекендеуі мүмкін Жердегі барлық тіршілік иелеріне аса қажет екені айқын. Бұл заңдарды білмеу Әлемдік масштабтағы экологиялық апатқа әкеліп соғуы мүмкін.Сондықтан адам Әлемінің ең бір керемет туындысы ғана емес, сонымен қатар кейде дұрыс ой қорыта алмағандықтан, өзінің жасаған құрал-сайманымен Әлемді түсінемін және өзгертемін деп, оған кесірін тигізетін ұлы қиратушы.

Күн жүйесі-Әлемдік жалғыз ғаламшарлар жүйесі емес. Соңғы жылдары біздің Күнге жақын орналасқан жұлдыздарды айналып жүрген жетпіске жуық күннен тыс ғаламшар табылды.

Біз Күн жүйесін зерттей отырып, басқа да ғаламшарлар жүйесі үшін де орындалуы мүмкін заңдарды табамыз. Күн жүйесінің негізгі өкілдері-ғаламшарлармен жер тобындағы ғаламшарлар және алып ғаламшарлар деп бөледі. Бұлардың арасында астероидтар белдеуі орналасады. Ғаламшарларды топтарға бөлу- ғаламшарлар классификациясы- олардың шамамен пайда болу табиғатына және олардың құрылысы мен құрамына байланысты жүргізіледі.

Ғаламшарлардың физикалық қасиеттеріндегі айырмашылық жер тобындағы ғаламшарлардың Күн маңындағы бұлттан жаратылуына байланысты болуы мүмкін. Сондықтан оларда ауыр элементтер, металдар, мысалы, темір көп. Алып ғаламшарлар Күннен алыс қашықтықтарда қалыптасқандықтан негізінен жеңіл элементтерден тұрады.

Күн жүйесі Күннен, ғаламшарлар мен олардың серіктерінен, кометалардан, көп мөлшердегі тозаңнан, газдан және ұсақ болшектерден тұрады.

Қазіргі кезде Күн жүйесінің ғаламшарлары мен астероидтарында организмдер тіршілігінің белгісі зерттелуде.

Барлық ғаламшарлар, астероидтар, кометалар Күнді бір бағытта айналады(егер солтүстік полюстен қараса сағат тілі бағытына қармы). Ғаламшарлардың орбиталарын шеңбер деп айтуға болады, олардың жазықтықтары Жер орбитасының жазықтығына кішкене көлбеу орналасқан. Тек Меркурий және Плутонның орбиталары эклиптикаға біршама көлбеу орналасқан.

Кометалардың орбиталары созылыңқы.Күн жүйесінің көптеген объектілері өз осі айналасында түзу деп аталатын бір бағытта айналады.

Әр ғаламшардағы жыл және күндердің ұзақтығы әр түрлі. Барлық ғаламшарлар Күнді әр түрлі жылдамдықтармен айналады.Күнді ең үлкен жылдамдықпен айналатын Меркурий де, ең баяу жылдамдықпен, серігі Харонмен бірге Плутон айналады.

Ғаламшардағы жыл мезгілдерінің ауысуы ғаламшар экваторының орбита жазықтығына көлбеу бұрышына және оның орбитасының созылыңқылығына байланысты болады. Ғаламшардың айналу осінің көлбеулігі- ғаламшардың айналу осі мен оның орбитасы жазықтығына перпендикулярына 23,5 градус бұрыш жасай орналасқан. Егер осы көлбеулік болмаса Жер бетінде жыл мезгілдері ауыспаған болар еді. Жыл мезгілдерінің тұрақты ауысуы-Жердің Күнді айнала қозғалысының және айналу осінің орбита жазықтығына көлбеулігінің салдары.Марста да дәл осындай жыл мезгілдерінің ауысуы болады.

Ең ұзақ тәулік Шолпан ғаламшарында, ол 243 жер тәулігіне тең.Алып ғаламшарлар өз осі айналасында жылдамырақ айналады.Юпитердегі тәулік ұзақтығы 9,92 сағатқа тең.

Ғаламшарлардағы климат оған түсетін күн сәулесіне байланысты.Жұтылған күн энергиясы ғаламшар бетін қыздырады.Ғаламшар бетінде атмосфераның болуы не болмауы оның климатына әсер ететін маңызды фактор болып табылады.

Өткен ғасырдың астрономдары Күн жүйесінің пайда болуының көптеген теориясын жасады. ХХ ғасырдың қырқыншы жылдарында кеңес астрономы Отто Шмид Күн Галактикасы центрінде айнала жүріп өзіне барлық заттарды жинап алды деп болжады . Осы үлкен бұлттан салқын, тығыз ғаламшарларға дейінгі салқын тығыз денелер-ғаламшарлар бастамасы (планетезимал) қалыптасты.

Ғаламшарлар жүйесі жұлдыздармен бір мезгілде протожұлдыздық тозаң заттан қалыптасады. Бастапқы кезде оның орталық бөлігі өз бетінше сығылып протожұлдызға айналады.Бұлттың орталық бөлігі массасынан он есеге жуық аз келесі бөлігі орталық сығылу айналасында баяу айнала береді,ал шеттеріндегі әрбір бөлік өз беттерінше сығылады. Және бұл кезде бөлшектердің бастапқы турбуленттілігі, тәртіпсіз қозғалыстары тоқталады. Газ сұйық күйге айналмастан тікелей қатты денеге конденсацияланады.Ірі қатты тозаңдық жиынтықтар - бөлшектер пайда болады. Жиынтық үлкен болған сайын тозаңдық бұлттың орталық бөлігінде тезірек құлайды.

Артық айналу моментіне ие заттың бір бөлігі жұқа газды-тозаңды қабат-газды-тозаңды диск құрайды. Протожұлдыз айналысында онан сайын кеңейген,тығыздала түсетін протоғаламшарлық бұлт түзіледі.

Тозаңды дискідегі гравитациялық орнықсыздыққа байланысты жеке ұсақ суық жиынтықтар пайда болады, олар бір-бірімен соқтығысып үлкен массивті денелер- планетезималдар түзеді. Ғаламшарлар жүйесінің қалыптасуы барысыңда планетезималдардың бір бөлігі соқтығысу салдарынан қирайды, екінші бөлігі бірігеді. Өлшемдері 1км-ге жуық болатын ғаламшарларға дейінгі денелерінің ұясы пайда болады,мұндай денелер саны миллиардпен саналады.

Сонан кейін осы денелер ғаламшарларға бірігеді. Ғаламшарлар аккумуляциясы миллион жылдарға созылады,жұлдыздардың өмір сүру уақытымен салыстырғанда азғантай. Протокүн онан сайын ыси береді.Оның сәулесі протоғаламшарлық бұлтың ішкі аумағын 400 К дейін қыздырып қайнау аймағын түзеді. Күн желі және жарықтың қысымы әсерінен жеңіл химиялық элементтер (сутегі және гелий) жас жұлдыздың айналасынан аластатылды . Протоғаламшардың массасы 1-2 Жер массасына жеткен бойда өзінің айналасына атмосфера жинау қабілетіне ие болады. Проюпитер жүз жылда өзінің айналасына газдарды жинап алуы арқылы массасын ондаған есеге арттырады.

Күн жүйесінің шетіне таман өзінің жанына газды бұлттар жинай алатын алып ғаламшарлар пайда болады. Алдымен алып ғаламшардың ядросы түзіліп, онан кейін ғаламшарлар айналасында сутегі және гелийден қабықша түзілді. Алып ғаламшарлар қалыптасуының екі сатылы үлгісі фактілермен дәлелденеді. Алып ғаламшарларда өз айналасындағы газ және тозаңнан құрылған кішкентай дискілер пайда болып, олардан сақиналар және көптеген серіктер қалыптасты.

Юпитер қалыптасуы кезінде оның орбитасы маңында су булары конденсацияның шекарасы өтті. Қазіргі кезде есеп бойынша оған жақын қашықтықтардағы астероидтар белдеуінде ұшқыш заттар газ күйінде кездеседі. Ол болашақ Юпитер аймағында ғаламшарлар денесінің өсуіне, астероидтар белдеуінде оның кемуіне әкеледі. Сондықтан массивті Юпитердің өсу жылдамдығы Күнге жақын орналасқан протоғаламшарлардың өсуіне жылдам. Өзі пайда болғаннан кейін Юпитер астероидтар белдеуіндегі бұл ғаламшарлардың қалыптасуына кедергі келтіре бастады. Алып ғаламшарлардың тартуы салдарынан заттардың жиынтықтары Күн жүйесінің шеткі бөліктеріне шығарылып кометаларға айналады. Юпитер тарапынан гравитациялық ұтқулар астероидтарға қазір де қатты әсер етуде.

Уран және Нептун мұнан да баяу өсті. Бұл кезде күн желі әсерінен Күн жүйесінде азғантай мөлшерде ғана газ қалғандықтан,Юпитерге қарағанда Уран мен Нептунде проценттік қатысты сутегі мөлшері аз. Бұл алып ғаламшарлардан негізгі құраушылары су, метан және аммиак.

Күн жүйесінің орталығында аз массалы ғаламшарлар қалыптасты.Мұнда күн желі майда бөлшектер мен газды ұщырып шығарды. Ал ауыр бөлшектер керісінше ортаға ұмтылды. Жердің өсуі жүз миллиондаған жылдарға созылды. Оның қойнаулары гравитациялық сығылу және аккумуляцияға үлкен денелер қатысуына байланысты 1000-2000 К-ге дейін қызады. Мұндай денелердің құлауы жоғары температурадағы орны бар кратерлер пайда болумен қатар жүреді. Жердегі жылудың басқа және негізгі көзі радиактивтік элементтердің, негізінен уран,торий және калий ыдырауы кезінде бөлінетін жылу. Қазіргі кезде Жер центріндегі жылу 5000 К, аккумуляция соңындағы температурадан едәуір жоғары.

Күн тасулары оған жақын орналасқан Меркурий және Шолпан ғаламшарларының айналуын баяулатады. Радиологиялық әдістердің пайда болумен Жер, Ай және Күн жүйесінің дәл жастары анықталды-4,6 млрд жылға жуық.

Күн жүйесінің центрінде орналасқан Күнге келетін болсақ, ол кәдімгі жұлдыз және оның тепе – теңдігі газ қысымы күші мен гравитациялың теңдігіне байланысты. Күн 5 миллиард жыл өмір сүруде және оның қойнауында жүріп жатқан ядролық реакциялар нәтижесінде тағы осындай уақыт өзгермейтін энергия ағынын шығарады.

Сосын жұлдыздар эволюциясы заңдарына байланысты Күн қызыл алыпқа айналады, радиусы біраз өсіп,Жер орбитасынан үлкен болады. Мұнан кейін газды қабықша сейіліп, Күннің орнында ақ ергежейлі қалады. Біздің бұрынғы шырағымыздың осы қалдығы жылу энергиясы қорларын миллиардтаған жылдар бойынша таратып көрінбейтін суық объектіге айналады. Бұл кезде Жердегі температура басында 10 000 С – ге дейін өсіп, сонан кейін абсолют нөлге дейін кемиді.

Қазіргі заманғы ғаламшарлық космогония шешуі күттірмейтін көптеген сұрақтармен кездесуде.

ХIХ ғасырдың басында Марс және Юпитер арасынан жаңа ғаламшарлар ашылды.Оларға Церера, Паллада, Юнона және Веста деген ат берілді.Гершель кіші ғаламшарларда астероидтар деп атады. Астероид деген грекше «жұлдыздар тәрізді» дегенді білдіреді.

1804 жылы Ольберс Марс пен Юпитер арасында Фаэтон атты болжамдық ғаламшарының жарылып оның бөліктерінен астероидтар пайда болғаны жөніндегі гипотезасын айтқан болатын. ХIХ ғасырдың соңынан бастап астероидтарды іздеуде фото қолданыла бастады. Ұзақ экспозиция кезінде астероидтардың бейнесі олардың жылдам қозғалысына сәйкес сызықша түрінде көрінеді. Қазіргі кезді 12 000 - нан астам астероид бар. Басында оларды құдайлар атымен атады, онан кейін адамдар атымен атай бастады. Соңғы кезге дейін орбиталары өзгеше болып келген астероидтарға әйелдер есімін беру дәстүрі қалыптасқан болатын. Қазір бұл ережеден бас тартылды. Ольберс гипотезасынан да бас тартуға мәжбүр болдық. Математикалық есептеулер астероидтар бір ғана емес, бірнеше үлкен денелердің бөлшектенуінен пайда болатынын көрсетті.

Барлық астероидтар өлшемі 1500 км - ден кіші, оларда атмосфера да, гидросфера да жоқ. Астероидтар пішіні әр түрлі болып келеді: шар тәріздіден бастап темекі тәріздіге дейін. Астероидтар беті құрамының әр түрлігіне байланысты олардан жарықтың шағылуы да әр түрлі: бір астероидтарда шағылу коэффиценті 3%, құрылымы жаңа сыртқы резеңкесіне ұқсайды, екіншілерінде шағылу коэффиценті 50%, бор қабатымен қапталған секілді. Астероидтардың осьтік айналуларында ондаған есеге дейін айырмашылық болады: кейбір кіші ғаламшарларда ол сағатпен өлшенсе, кейбірінде бірнеше тәулікпен өлшенеді.

Қазір өлшемдері 1 км-ден кіші емес барлық денелерді астероидтар, өлшемдері онан аз денелерді метеориттер деп атайды.

Астероидтардың ішіндегі ең үлкені Церера, оның радиусы 470 км. Белгілі астероидтардың ең кішісі 1991 ВА, оның диаметрі - 9 м.

Астероидтардың тығыздығы әдетте 2 - 8 г/см-ге дейін өзгереді.

Ең қараңғы астероидтар: Аретуза, Бамберг, бұлар көмір немесе күйе секілді қара.

Астероидтар Күн және ғаламшарлардың әсерінен әр түрлі траектория мен қозғалады.

Күнді айнала үлкен ғаламшарлар мен астероидтар басқа кометалар да қозғалады. Кометалар - Күн жүйесінің ең созылыңқы объектісі болып саналады. «Комета» сөзі грекшеден аударғанда «жүнді», «ұзын шашты» дегенді білдіреді. Бұл кометаның Күнге жақындағанда қызып, оның бетінен газ және тозаңның жарық құйрық жасай ұшуына байланысты.

Кометалардың басым көпшілігінің пайда болуы беймәлім. Адамдар оларға ерте заманнан бері көңіл аударған.Өйткені аспанда кейде жарықтығы Айдың жарығынан да күшті болатын тұманды шырақты байқамау мүмкін емес болатын.

1577 жылы кометаның пайда болуын зерттей келе Тихо Браге оның Ай орбитасының сыртында қозғалатын анықтады.

Жаңа кометалар жыл сайын ашылуда.Бір жылда 20-ға жуық комета анықталады. Жуықтығында 50 кометаны бақылауға болады, жалпы адамзат баласы тарихында екі мыңға жуық кометалар тіркелді. Көптеген кометалар орбитасы өте созылыңқы эллипс болып келеді. 1702 жылы Эдмунд Галлей 1531,1607 және 1682 жылдары көрінген кометалар орбиталарының ұқсас екенін айтты. Галлей кометасының Күнді айнала қозғалу периоды 76 жылға тең.

Кометалар Күннің маңына қарағанда онан алыс жерлерде ұзақ уақыт болады. Күннен алыс болған сайын кометаның температурасы да төмендейді. Кометалардың булану тоқтап, оның құйрығы мен түйдегі жоғалады.

Кометалар Күн жүйесіндегі ең көп және ерекше аспан денелері болып табылады. Ғалымдардың есебі бойынша Күн жүйесінің шеткі жағында кометалардың алып сфералық жиындығында,яғни Оорта бұлтында - комета орналасқан. Олар Күнді 3000-нан 160 000 а.б. қашықтықта айналады, бұл жақын орналасқан жұлдыздарға дейінгі қашықтықтың жартысы. Жақын орналасқан жұлдыздардың ұйтқуы әсерінен кейбір кометалар Күн жүйесінен мәңгі шығып кетеді. Басқалары керісінше созылыңқы орбита бойымен Күнге қарай ұмтылады, сонан соң алып ғаламшарлардың тартылыс күші әсерінен эллипстік орбитаға көшеді.

Жер бетін тұрақты түрде әр түрлі өлшемді аспан денелері соққылап тұрады. Жер атмосферасымен үйкелес нәтижесінде бөлшектер қызады және жанады немесе буланады,жарық із-метеорды қалдырады. Метеор бірнеше секунд ішінде жанады. Метеор деп Жер бетінде 80км-ден 130 км-ге дейінгі биіктікте жер атмосферасына метеорлық денелер енгенде байқалатын жарық құбылысын айтады. Метеорлық дене - ғарыш кеңістігіндегі тастың бөлігі немесе тозаңнын жиынтығы. Метеор денелерінің жылдамдықтары әр түрлі-11 және 75 км/с аралығында. Жеке метеорлармен қатар метеорлық ағындар да кездеседі.

Өте жарық метеорларды болид деп атайды. Олар аспанда ұшқан түтінді ұзын құйрықты өте жарық шар түрінде көрінеді. Кейде болидтер Айдан жарық болады, тіпті Күннен де жарық болуы мүмкін. Түнде бірнеше секундқа күндізгідей жарық болып, қозғалған денелердің көленкесі көрінеді.Болидтің ұшуы метеориттің түсумен аяқталуы мүмкін.

Жарық болидтің ұшуы немесе метеориттің қашан, қайда құлауы ешкімге белгісіз,Болидтерді бақылайтын арнаулы қызмет болғанымен негізгі ақпарат жұртшылықтан алынады.

Метеорлардың көрінуі және олардың аспанда таралуы біркелкі емес.Бұл құбылыспен тереңірек «Метеорлық ағын» үлгі экспериментінде танысуға болады. Ұсақ астероидтардың соқтығысуы,кометалардың бұзылуы Күн жүйесінің ішіңде ғаламшараралық тозаңның қалыптасуына әкеледі. Ғаламшарлараралық тозаңнан концентрациясы Жерден біпшама қашықтықта (жердің айналасы енбейді) 10г/см, бұл газ-тозаңды жұлдыз-аралық бұлт тығыздығынан 100-1000 есе жоғары.Жер орбитасындағы тозаңдық зат 10кг жуық шамамен бір астероидтың массасына тең.

Химиялық құрамына байланысты метеориттер тас (85%), темір (10%) және темір-тасты метеориттер (5%) болып бөлінеді.

Тас метеориттер никельді темір қосылған силикаттан тұрады. Сондықтан аспан тастары жердегі тастардан ауыр болады. Метеорит заттың негізгі минералогиялық құраушылар – темір-магнезиалды силикат және никельді темір. Тас метеориттердің 90%-тен астамын домалақ дәндер хондралар құрайды.Бұл метеориттер хондриттер деп аталады.

Темір метеориттер түгелдей дерлік никельді темірден тұрады. Олардың құрылымдары қызық, никелі өте аз және тэнит қабаттары бар төрт параллель камаситті пластиналар жүйесінен құралады.

Темір-тасты метеориттер құрамы жартылай силикаттан, жартылай металдан түзіледі. Ондай құрылым метеориттерден басқа еш жерде кездеспейді. Бұл метеориттер-шұрық тесік балқыған металл не күйген силикатты денелер.

Метеориттердің Жерге соқтығысынан оның бетінбе кратерлер пайда болады.Олардың ішіндегі ең көрнектісі-Аризона(АҚШ) штатындағы кратер болып саналады. Оның диаметрі 1200 м, тереңдігі 175 м.Кратер жиегі жерден 37 м-ге көтерілген. Кратер жасы 5000 жыл болғанмен шөл даланың құрғақ климаты оны эрозиядан жақсы сақтаған.Жер бетінде 140 ірі кратерлер анықталған.

1908 жылы Тасты Тунгус үстінен жарық болид ұшып өтті. Жарылу толқыны 100 км-ден астам жердің ағаштарын құлатты, бірақ ғалымдар болидтің өзінің қалдықтарын таба алмады. Тунгус метеориті шамасы Жерге соқтығысқан комета немесе кішкентай астероид болған.

Метеориттердің көпшілігі мұхиттар мен теңіздерге батады, далалар мен ормандарда, таулар мен шөлейттерде жоғалады, мұздар мен тундрада түскен метеориттерді табу қиын. Сондықтан жарық болидтің ұшуын көрген, метеоридтің құлауының куәсі болған немесе ертеде құлаған метеоритті тапқан әрбір адам бұл жайлы беруі қажет.

Бір жағынан, Күнмен біздің ғаламшарлардың өмірі байланысты, екінші жағынан, Күн бізге ең жақын жұлдыз болғандықтан оны зерттеу арқылы Әлемдегі барлық жұлдыздар жайлы жаңалықтар білетін боламыз.

Егер күн сәулесінің жіңішке шоғын кез келген призма арқылы жіберсек Ньютонның ізімен Күн спекторы үздіксіз екенін байқауға болады. Яғни түстер бір-біріне жайымен ауысады. Бірақ мұндай үздіксіздік көрінетін жарық диапазонынан басқа толқындар үшін де орындалады. Көрінетін жарық диапазонында күн спекторының интенсивтілігі жоғары, сондықтан біз осы диапазонда көреміз. Жер орбитасына шығарылып,Күнге қаратылған квадрат метр бетке бір секунтта 1400 Дж күн энергиясы түседі. Бұл шаманы күн тұрақтысы деп атайды. Басқаша айтқанда, күн сәулесі энергиясының тығыздығы 1,4 кВт/м.

Күн спектірінде 9% ке жуық энергия ултьтракүлігін сәулеге тән. Қалған энергия спектрдың көрінер және инфрақызыл аумағына жуықтап тең бөлінеді.

Күн радиосәуле шығарудың қуатты көзі. Ғаламшараралық кеңістікке хромосфера (сантиметрлік толқындар) және күн тәжі (дециметрлік және метрлік толқындар) шығарған радиотолқындар тарайды. Күннің радиосәуле шығаруының екі құраушысы бар: тұрақты және айнымалы. Тұрақты құраушысы қалыпты жағдайдағы радиосәуле шығаруды сиппатайды. Күн тәжі үздіксіз спектрлі радиосәуле шығарады. Күннің радиосәуле шығаруының айнымалы құраушысы жарқырау, шулы дауыл түрінде көрінеді. Шулы дауылдар бірнеше сағаттан бірнеше күнге дейін тұрады. Күшті күн жарқырауынан 10 минуттан кейінгі Күннің радиосәуле шығаруы қалыпты жағдайдағы Күннің радиосәуле шығаруынан мыңдаған есе, тіпті миллиондаған есе артық болуы мүмкін. Және бұл бірнеше минуттан бірнеше сағатқа созылады.Бұл радиосәуле шығарудың табиғаты жылулық емес.

Рентген аумағындағы Күннің сәуле шығару ағыны аз және күн белсенділігіне байланысты қатты өзгереді.

Спектрдің толқын ұзындығы 200 нм-ден аз ультракүлгін аумағында үздіксіз спектр интенсивтілігі күрт кемиді, сутегі атомы спектріне сәйкес сызықтар пайда болады. Күннің қысқа толқынды ультракүлгін сәуле шығаруы фотосфераға жақын жерде жүреді,Ренгтен сәулесі фотосфера үстінде орналасқан хромосферадан және күннің сыртқы қабықшасы тәжден шығады. Метрлік радиосәулелер Күн тәжінде сәулелер хромосферада пайда болады.

Күн Галактика жазықтағы орналасқан және оның центрінен 8кпк, Галактика жазықтығынан жуықтап 25кпк қашықтықта орналасқан.

Геркулес шоқжұлдызы бағытында жұлдыздар әр жаққа тарап бара жатқан сияқты, қарсы бағыттан қарағанда қозғалатын сияқты екенін бірінші болып байқаған Вильям Гершель болды. Ол мұны Күннің кеңістіктегі қозғалысымен түсіндірді.

Күн Лира және Геркулес шоқжұлдыздарының шекарасына қарай 20 км/с жылдамдықпен қозғалады. Күнге жақын орналасқан жұлдыздар қозғалыс жылдамдығы аз болады, бірақ бұл олардың галактика центрі айналуына кедергі келтірмейді.

Күн жүйесі Галактика центрін 220км/с жылдамдықпен айналады. Бұл қозғалыс Аққу шоқжұлдызы бағытына жүреді. Күннің галактика центрін айналуының периоды 220 млн жыл.

1935 жылы Ханс Бете күн энергиясының көзі сутегінің гелийге айналуының термоядролық реакциясы екендігі жөнінде ғылыми болжам жасады.

Күннің химиялық құрамы басқа көптеген жұлдыздардың құрамына ұқсас. Оның 75%-ті сутегі,25% гелий және 1%-тен азы басқа химиялық элементтер. Әлем пайда болғаннан кейін «ауыр» элементтер тіпті болмаған. Олар яғни гелийден ауыр элементтер және көптеген альфа-бөлшектер жұлдыздарда сутегінің термоядролық синтезі кезінде пайда болған. Күн секілді жұлдыздардың өмір сүру уақыты он миллиард жыл.

Энергияның негізгі көзі протон-протондық цикл, әлсіз байланыс нәтижесінде болатын (сипаттаушы уақыты 7,9*10жыл) өте баяу реакция. Оның мағынасы мынадай: төрт протоннан гелий ядросы түзіледі. Бұл кезде қос позитрон, қос нейтрино және 26,7 Мэв энергия бөлінеді. Күннен бір секундта бөлінетін нейтрино саны Күннің жарқырауына ғана байланысты болады. Бұл теорияны тексерудің төте жолы нейтриноларды бақылау болып табылады.

Әр секундта Күн 600 миллион тонна сутегіне өңдейді. Ядролық отын енді 5 миллиард жылға жетеді, онан кейін ол ақ ергежейліге айналады.

Күннің орталық бөліктері қызып сығылады, бұл кезде сыртқы қабықшаға берілетін жылу әсерінен оның өлшемі айтарлықтай үлкейеді:Күн үлкейіп Меркурий, Шолпан ғаламшарларын жұтып қояды және «отынды» қазіргімен салыстырғанда жүздеген есе тез жағады. Күннің өлшемі үлкейіп, ол радиусы жер орбитасынан үлкен қызыл алыпқа айналады. Жердегі өмір жоғалады немесе басқа Күндердің ғаламшарларынан мекен табады. Ол үшін үлкен апаттың алдын ала 5 млрд жыл бұрын адам саналы тіршілік иесі ретінде осы мәселені нақты шешу жолдарын қарастыруы қажет. Біз әрине мұны ертерек білетін боламыз, өйткені жаңа сатыға көшу 100-200 миллион жылға созылады. Күннің орталық бөлігінің температурасы 100 000 000 К-ға жеткенде гелий де жанып, ауыр элементке айнала бастайды, Күн сығылу және ұлғаюдың күрделі циклына енеді. Соңғы сатыда біздің жұлдызымыз сыртқы қабықшасын жоғалтады, орталық ядро үлкен тығыздыққа, ал өлшемдері Жердікі сияқты өлшемге ие болады. Тағы бірнеше миллиард жыл өткенде Күн суып ақ ергежейліге айналады.

Жұлдыздар бір-бірінен түсімен, жалтырауымен өзгешеленеді. Телескоп арқылы жүргізілетін зерттеулер бірдей екі жұлдыздың болмайтынын көрсетті. Олардың эффективті температуралы 3 000 К-50 000К аралығында жатады, массалары жүздеген есеге, радиуыстары миллиардтаған есеге дейін өзгеше болады.

Ең жарық жұлдыздарды ертеде (ертедегі грек астрономы Гиппарх біздің дәуірімізге дейінгі II ғасырда) бірінші жұлдыздық щама деп атаған.

Қарапайым көзбен аспанда 5 000 жұлдызды көруге, ал жуық мөлшерде телескоп арқылы мсиллиардтаған жұлдызды: жартысын оңтүстүк жарты шарда, жартысын солтүстік жарты шарда көруге болады. Астрономияда «жұлдыз кескінінің жарықталынуы» деген ұғым орнына жалтырау ұғымы қолданылады.

Жалтырау азайған сайын бақылау жасау мүмкін болатын жұлдыздар саны арта береді. Жұлдызды картаға 11-жұлдыздық шамадан жарық барлық жұлдыздар түсірілген.

Гиппарх бойынша жұлдыздың жарықтылығы әлсіз болған сайын оның жұлдыздық шамасы үлкен деп санау ұйғарылған.

XIX ғасыр ортасында ағылшын астрономы Норман Погсон жұлдыздық шамалардың қазіргі кездегі шкаласын ұсынды: шкала бір жұлдыздық шамаға өзгергенде жұлдыздардың жалтырауы Гиппарх есептеуі сияқты жуық шамамен 2,5 есеге өзгереді. Жұлдыздық шаманың 5-ке өзгеруі жұлдыздар жалтырауының 100 есеге өзгеретін көрсетеді.

Бір жұлдыздардың көп жалтырауы, екіншілерінің аз жалтырауы жұлдыз жайлы нақты ақпарат бере алмайды. Өте жарық жұлдыз үлкен жарқырауға ие болып, бірақ өте алыста орналасуы мүмкін, сондықтан жұлдыздық шамасы да үлкен болады. Жұлдыздың нақты жалтырауын анықтау абсолют жұлдыздық шама ұғымын енгізеді.

Бір жұлдыздар күшті,екіншілері әлсіз жарқырайды. Сәуле шығарудың қуатын жарқырау деп атайды. Жарқырау- бұл жұлдыздан 1 секундта бөлінетін толық энергия.

Жұлдыздардың жарқырауын жұлдыздың барлық бағыт бойында шығаратын энергия ағынын көрсетеді, өлшем бірлігі Дж\с немесе Вт. Жарқырауы өте жоғары жұлдыздар ішінде алып жұлдыздар және аса алып жұлдыздар болады. Алып жұлдыздардың температурасы 3 000 К- 4 000 К, оларды қызыл алыптар деп атайды.

Аса алып жұлдыздар, мысалы, Бетельгейзе жарықтың ең қуатты көздеріне жатады. Жарқырауы ең төмен жұлдыздарды ергежейлілер деп атайды. Жұлдыздар Жердегі белгілі химиялық элементтерден тұрады, бірақ проценттік қатыста жеңіл элементтер сутегі мен гелий басым. Жұлдыздардан спектрі бойынша олардың жарқырауын, жұлдызға дейінгі қашықтықты, температурасын, өлшемін, оның атмосферасының химиялық құрамын, осінен айналу жылдамдығын, ортақ ауырлық центрі айналасында қозғалу ерекшеліктерін білуге болады. Телескопқа орналастырылған спектрлік аппарат жұлдыздар жарқырауын толқын ұзындығы бойынша спектр жолағына түсіріп береді. Спектр бойынша жұлдыздан қандай толқындағы энергия келетін және оның температурасын бағалауға болады.

Спектріне байланысты жұлдыздар спектрлік кластарға бөлінеді. Жұлдыздардың нақтырақ классификациясын гарвард классификациясы деп атайды.

Жұлдыздың түсі оның сыртқы қабаттарының жақсы температуралық индикатор көрсеткіші болып табылады. Ыстық жұлдыздар көк түсті, Күн секілді жұлдыздар сары түсті, салқын жұлдыздар қызыл түсті болып келеді.

Жұлдыз массасы- оның бүкіл өмір жолын көрсетеді.

Астрономия бұрында және қазіргі кезде оқшауланған жұлдыздың массасын тура және тәуелсіз әдіспен анықтай алмайды. Бұл біздің Әлем жайлы ғылымымыздың елеулі кемшілігі. Жұлдыздардың массасы үлкен болған сайын оның жарқырауы үлкен болатыны анықталды. Массасы ең аз деген жұлдыздардың өзі Күн жүйесінің кез келген ғаламшарларынан үлкен болады. Жұлдыздар массасы Күн массасының 0,1 бөлігі мен Күннің бірнеше массасы аралығында жатады. Сондықтан жұлдыздардың массасы жүз есеге дейін айырмашылық болады.

Салмағы Күннен екі есе ауыр жұлдыз онан 16 есе қуатты сәуле шығарады.