ОҚУ-Әдістемелік кешен «астрономия» пәні бойынша

ОҚУ-ӘДІСТЕМЕЛІК КЕШЕН

«АСТРОНОМИЯ» пәні бойынша

050110 «Физика» мамандығы бойынша оқитын

Оқу-әдістемелік бағдарламаны құрастыған, аға оқытушы:

Мешетова Ж.С..

Кафедра отырысында бекітілді

Хаттама №11, 25.06.2010 ж.

Кафедра меңгерушісі_______________п.ғ.д., профессор Маусымбаев С.С.

Физика-математика факультетінің оқу-әдістемелік кеңесі мақұлдаған

Хаттама № 6, 29.06.2010 жыл .

Физика-математика факультетінің мәжілісінде бекітілді

Хаттама №.10 29.06.2010.
Физика-математика факультетінің

деканы, физика-матем.ғ.к., доцент: Берикханова Г.Е.

2.Дәріс конспектілірі

3.Пәнді оқуға арналған әдістемелік нұсқаулар

- Лабораториялық сабақтардың нұсқаулары

- СОӨЖ ның әдістемелік нұсқаулары

- СӨЖ ның әдістемелік нұсқаулары

4.Білімдерді бақылау-өлшеу құралдары

1 Глоссарий

Астрономия-аспан денелерін қарастыратын ғылым

Аспан сферасы- центрінде бақылаушы орналасқан радиусы қалауымызша алынған дөңгелек

Астрономиялық координаталар- аспан сферасындағы жұлдыздардың орны анықталатын координаталар

Географиялық бойлық – Гринвич меридианынан шығысқа қарай пункт меридианына дейінгі экватор доғасына тең бұрыш

Географиялық ендік – жер экватор жазықтығынан есептелетін пунктке дейінгі меридиан доғасының бұрышы

N –солтүстік бағыт

S – оңтүстік бағыт

E-- шығыс бағыт

W – батыс бағыт

ZZ – тік сызық

A - азимут

Астронономиялық обсерваториялар – аспан денелерін бақылап зерттеуге арналған мекеме

Эклиптика – Күннің аспан сферасындағы дүние осін айналғандағы жүрген жолы

Тоқырау күндері – эклиптика дөңгелегі мен аспан меридианы дөңгелегінің қиылысу нүктелері

Теңелу күндері – эклиптика дөңгелегінің аспан экваторы жазықтығымен қиылысу нүктелері

Радиоастрономия- аспан денелерінен келетің радиосәулелерді зерттейтін астрономия бөлімі

Құсжолы-оңтүстіктен солтүстікке қарай созылып жатқан қылаң жолақ

1. 
   Аспан сферасы, оның негізгі нүктелері мен дөңгелектері
   
2. 
   Астрономиялық координаталар жүйелері
   
3. 
   Экваторлық координат жүйелері
   

Аспан сфрасы деген ұғым аспан сферасының орнын анықтау үшін және бұрыштық өлшеулер жүргізу үшін керек.

Аспан сферасының негізгі элементтері:

ZZ - тік сызық

QQ- аспан экваторы жазықтығы

PP- дүние осі

Тік сызыққа перпендикуляр жазықтық математикалық горизонт жазықтығы деп аталады.Математикалық горизонт жазықтығы аспан сферасымен N –солтүстік бағыт және S – оңтүстік бағыт нүктелерінде, ал дүние осі аспан экваторы жазықтығымен E-- шығыс бағыт және W – батыс бағыт нүктелерінде қилысады. Тік сызық пен дүние осі арқылы өтетін жазықтық аспан меридианы деп аталады.

Жер бетіндегі әрбір қаланың немесе пункттің орны екі географиялық координаталармен анықталатыны белгілі.Сол сияқты аспан сферасындағы жұлдыздардың орны да екі координатамен анықталады.Мұны астрономиялық координаталар деп аталады.Координаталар жүйесін таңдап алғанда негізгі жазықтық және негізгі бағыт сызығы көрсетілуі қажет,себебі оларға қатысты материялдық нүктенің орыны анықталады.

Алдымен географиялық координаталарды еске түсірейік.Географиялық координаталар жүйесінде пунктін орны жер экватор жазықтығынан және жер осіне қатысты анықталады.Сөйтіп негізгі жазықтық ретінде жер экватор жазықтығы,ал негізгі бағыт ретінде жерь осі алынады.

N және S нүктелерін қосатын дөңгелектерді жер медиан дөңгелектері деп атайды. Суретті Гривич меридиан дөңгелегі және М пункт үстінен өтетін меридиан дөңгелегі көрсетілген. ‹МОD=υDM=φ – географиялық ендік.

ОЕД- ‹ЕОД =λ пунктінің геогграфиялық бойлығы.

1. 
   Горизанталь координат жүйесі
   
2. 
   Экваторлық координат жүйесі.
   

Ескерту: кейде Һ – орнына шырақтың зенит аралығы деп аталытын координата жиі қолданылады, оны Z - әріпімен белгілейді.

NESWN – матем/ горизонт жазықтығы

N – горизонттың солтүстігі

S – горизонттың оңтүстігі

E – горизонттың шығысы

W – горизонттың батысы

ZZ - тік сызық

δ – аспандағы шырақтың орны

ZδZ - шырақтың тік доғасы деп аталынады.

υDδ=‹DOδ = һ – шырақтың биіктігі, ол математикалық горизонт жазықтығынан бастап шыраққа дейінгі тік дөңгелек доғамен өлшенеді.

Шырақ горизонттар боғанда Һ = 0⁰, ал полюста болғанда Һ = + 90⁰, сөйтіп Һ-0⁰- тан ± 90⁰- қа дейін өлшенеді, мұнда (+) таңбасы шырақ горизонт үстінде болғанда,ал(­) танбасы шырақ горизонттың астыңғы жағында болғандығы көрсетіледі.

υZδ=Z- шырақтың зенит аралығы.

Егер шырақ зенитте болса(Z), онда Z=0⁰ ,ал егер шырақ горизонтта болса Z=90⁰ ,ал егер шырақ надирде (Z),болса.Z=180⁰ .Шырақтың горизонтал координаталары(h,A₃)немесе (Z,A₃)азимуталды әдіспен орнатылатын құралдар арқылы тікелей өлшенеді,ондай құралдар ретінде тік дөңгелек,геодолит т.б болады.Сөйтіп шырақты бақылау арқылы анықталатын горизонтал координаталары сол бақылау жургізген уақытта ғана дурыс болады,ал уақыт откен сайын әрі қарай өзгеріп отырады.

1.3 Экваторлық координаталар жүйесі

Мұндай жүйеде шырақтың орны аспан экватор жазықтығына қатысты анықталады.Экваторлық координаталар жүйесінде негізгі бағыт ретінде дүние осі РР1 алынады,ал негізгі жазықтық ретінде аспан экватор жазықтығы QQ1 алынады.

Суреттегі δ-шырақтың аспан сферасындағы орны,QQ1-аспан экваторы жазықтығы,РР1-дүние осі,uРδР1-шырақтың үстінен өтетін аспан меридиан дөңгелегі.Суреттегі uDδ=

Ол аспан экватор жазықтығынан бастап шыраққа дейінгі шырақтың меридиан доғасымен өлшенеді.

Егер шырақ аспан экватор жазықтығында болса,онда δ=0°,егер шырақ дүние полюсінде болса,онда шырақтың ауысуы δ=+90°,ал егер шырақ оңтүстік дүние полюсінде болса, онда шырақ ауысуы.Сөйтіп шырақтың ауысуы 0°-тан ±90° аралығында болады.

Бұл координата жазғытұрымғы теңелу нүктесінен бастап есептеледі.Ал жазғытұрымғы теңелу нұктесі эклиптика жазықтығымен аспан экваторы жазықтығының қиылысу нүктесі.Сөйтіп шырақтың тік шарықтауы деп жазғытұрымғы теңелу нүктесінен бастап батыстан шығысқа қарай шырақтың меридиан дөңгелегіне дейінгі экватор доғасымен өлшенетін шаманы айтады. Кейде шырақтың тік шарықтауы орнына сағаттың бұрыш деп аталатын координата қолданылады.Оны t әрпімен белгілейді.

Сөйтіп шырақтың сағаттың бұрышы горизонттың оңтүстік шағынан бастап шығыстан батысққа қарай шырақтың меридиан доғасына дейінгі экватор дөңгелегінің доғасымен есептеледі.Сонымен экваторлық координаталар жүйесінде шырақтың мына екі координатамен анықталады.Сондықтан бұл координаталар арқылы жұлдыз карталарында жұлдыздардың анықталады.Суреттен Р+δ=90°Р=90°-δ- шырақтың экваторлық координаталар ы паралактикалық әдіспен орнатылатын құралдармен тікелей өлшенеді.
2.Тақырып:Күннің көрінерлік қозғалысы.Эклиптика

2.1 Планеталардың жылдық қозғалысы

2.2 Тропикалық жыл, зодиак шоқжұлдыздары

Эклиптика деген Күннің Батыстан шығысқа қарай жылдық қозғалысының жолын айтады. Күннің төменгі кульминациясы кезінде тік шарықтауы 180 –градус айырмашылығы бар жұлдыздар жоғарыкульминацияда болады. Келесітүнде тік шарықтауы 4 мин. Артық жұлдыздар кульминацияланады.Яғни әрбір сөтке сайын Күннің тік шарықтауы 4 мин. озып отырады, мұның себебі жердің өз осінен шығыстан батысқа қарай сөтке сайын 1 градусқа қозғалып, 1 жылда 360 градус айналыс жасайтындығында болып отыр.Осы кездегі Күннің сызған дөңгелегі эклиптика деп аталады. Эклиптика жазықтығы аспан экваторы жазықтығымен 27 26 бүрыш жасайды.21 март, 23 сентябрьде күн мен түннің ұзақтығы бірдей.Эклиптика бойыымен қозғала отырып 22 июньде Күн аспан экваторынан ары қарай дүниенің солтүстік полюсі жағына қарай кетеді. Бұл кезде еңұзақ күн , ең қысқа түн болады. Қысқы күн тоқырауда 22 декабрьде Күн экватордан төмен болады да, бұл күні ең қысқа күн, ең ұзақ түн болады.

Күннің қозғалыс жолы зодиак деп аталатын 12 шоқжұлдыздарды басып өтеді, ал олардың жиынтығы зодиак белдеуі деп аталады.

Зодиак шоқжұлдыздары:

1. 
   Тоқты
   
2. 
   Торпақ
   
3. 
   Егіздер
   
4. 
   Шаян
   
5. 
   Арыстан
   
6. 
   Бикеш
   
7. 
   Таразы
   
8. 
   Сарышаян
   
9. 
   Мерген
   
10. 
    Тауешкі
    
11. 
    Суқұйгыш
    
12. 
    Балықтар
    

3.1 Уақытты өлшеу, жұлдыздық және күндік уақыт

3.2 Уақыт түрлері, уақыттың атомдық стандарты

4.Тақырып: Күнтізбенің пайда болу және даму тарихы.

4.1 Күнтізбе, жаңа және ескі күнтізбе

4.2 Географиялық координаттарды және күннің талтүс сызығының бағытталуын анықтаудың жуықтау әдістері.
Тақырып: Астрофизика мен жұлдызды астрономия негіздері.

6.1 Астрофизика туралы түсінік

6.2 Плпеналардың қозғалыс заңдары, Кеплер заңдары

6.3 Космонавтика элементтері

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: