Оддын температур ба хэмжээ. Хураангуй: Галактикийн хувьсал ба бүтэц. Метагалактикийн бүтэц, кластерууд

Энгийн нүдээр хүмүүс ойролцоогоор харж болно

6 мянган од.

Одууд дараахь байдлаар ялгаатай байдаг.

барилга

Масс

Температур (өнгө)

Нас

Хэмжээ

Гэрэлтэх чадвар

Оддын масс

Оддын массыг зөвхөн хоёртын одны бүрэлдэхүүн хэсэг бол найдвартай тодорхойлох боломжтой. Энэ тохиолдолд массыг Кеплерийн ерөнхий гуравдугаар хуулийг ашиглан тооцоолж болно. Гэсэн хэдий ч тооцоолсон алдаа нь 20% -иас 60% хооронд хэлбэлздэг бөгөөд од хүртэлх зайг тодорхойлох алдаанаас ихээхэн хамаардаг. Бусад бүх тохиолдолд массыг шууд бусаар, жишээлбэл, масс - гэрэлтэлтийн хамаарлаас тодорхойлох шаардлагатай.

Оддын өнгө ба температур

Одууд өөр өөр өнгөтэй байдаг гэдгийг анзаарахад хялбар байдаг - зарим нь цагаан, бусад нь шар, бусад нь улаан гэх мэт. Жишээлбэл, Сириус, Вега нар цагаан, Капелла шар, Бетелгейз, Антарес нар улаан өнгөтэй. Өөр өөр өнгийн одод өөр өөр спектр, өөр өөр температуртай байдаг. Төмөр халааж байгаатай адил цагаан одод илүү халуун, улаан нь илүү сэрүүн байдаг.

Арктурус

Ригель

Антарес

Оддын гэрэлтэлт

Одод нарны нэгэн адил цахилгаан соронзон хэлбэлзлийн бүх долгионы уртын хүрээнд энерги ялгаруулдаг. Гэрэлтүүлэг (L) нь одны нийт цацрагийн хүчийг тодорхойлдог бөгөөд түүний хамгийн чухал шинж чанаруудын нэг гэдгийг та мэднэ. Гэрэлтүүлэг нь одны гадаргуугийн талбай (фотосфер) (эсвэл R радиусын квадрат) ба фотосферийн (T) үр дүнтэй температурын дөрөв дэх хүчин чадалтай пропорциональ, өөрөөр хэлбэл.

L=4 π R 2 О T 4

• Исаак Ньютон(1643-1727) 1665 онд гэрлийг спектр болгон задалж, мөн чанарыг нь тайлбарлав. Уильям Волластон 1802 онд нарны спектрийн хар шугамыг ажиглаж, 1814 онд. тэдгээрийг бие даан илрүүлж, нарийвчлан тодорхойлсон Жозеф фон Фраунхофер(1787-1826). Нарны спектрийн 754 шугамыг тодорхойлсон.

• Спектрийн өнгөний тархалт = O B A F G K M = Жишээлбэл, та текстээс санаж болно:

Нэг сахлаа хуссан англи хүн огноог лууван шиг зажилдаг байв.

• 380-аас 470 нм хүртэл тэд ягаан, цэнхэр өнгөтэй байдаг.
• 470-аас 500 нм хүртэл - хөх-ногоон.
• 500-аас 560 нм хүртэл - ногоон.
• 560-аас 590 нм хүртэл - шар-улбар шар.
• 590-аас 760 нм хүртэл - улаан.

• Супер аваргууд
• Аварга
• Одойнууд

– Эдгээр нь одууд юм хэдэн зуун манай нарнаас хоёр дахин том.

Бетелгейз (Орион) од нь нарны радиусаас 400 дахин их.

Орион одны оршдог,

Нарны радиусаас 400 дахин их.

– нарнаас арав дахин том

Regulus (Leo), Aldebaran (Taurus) - Нарнаас 36 дахин том.

– Эдгээр нь манай Нарны хэмжээтэй эсвэл түүнээс бага хэмжээтэй одод юм

• Лотений цагаан одой
• Од чоно 457

• Хувьсах одод гэрэл гэгээгээ өөрчилдөг.
• Мөн давхар одууд байдаг - бие биенээ татах замаар хоорондоо ойрхон байрладаг хоёр од байдаг.

• Энэ од Canis Major одны оршдог
• Сириусыг хамгийн хойд бүс нутгаас бусад дэлхийн аль ч бүсээс ажиглаж болно.
• Сириусыг устгасан 8,6 нарны аймгаас гэрлийн жилүүд ба бидэнд хамгийн ойр оддын нэг.

НАРНЫ ФИЗИК БАЙГАЛ

Нар бол манай гаригийн системийн төв бие бөгөөд бидэнд хамгийн ойр байдаг од юм.

Нарны дэлхийгээс дундаж зай нь 149.6 * 10 6 км,диаметр нь дэлхийнхээс 109 дахин, эзэлхүүн нь дэлхийнхээс 1,300,000 дахин их. Нарны масс 1.98 * 10 33 тул Г(333,000 дэлхийн масс), дараа нь түүний эзэлхүүний дагуу нарны бодисын дундаж нягт нь 1.41 байна. г/см 3(Дэлхийн дундаж нягтын 0.26). Нарны радиус ба массын мэдэгдэж буй утгууд дээр үндэслэн түүний гадаргуу дээрх таталцлын хурдатгал 274 хүрдэг болохыг тодорхойлж болно. м/сек 2,буюу дэлхийн гадаргуу дээрх таталцлын хурдатгалаас 28 дахин их байна.

Нар эклиптикийн хойд туйлаас ажиглахад цагийн зүүний эсрэг тэнхлэгээ тойрон эргэдэг, өөрөөр хэлбэл бүх гаригууд түүнийг тойрон эргэдэг ижил чиглэлд. Хэрэв та нарны дискийг харвал түүний эргэлт нь дискний зүүн ирмэгээс баруун тийш явагддаг. Нарны эргэлтийн тэнхлэг нь эклиптик хавтгайд 83 ° өнцгөөр налуу байна. Гэвч нар хатуу бие шиг эргэдэггүй. Түүний экваторын бүсийн одны эргэлтийн хугацаа 25 байна өдрүүд, 60°-ийн ойролцоо гелиограф (нарны экватороос хэмжсэн) өргөргийн хувьд 30 байна. өдрүүд,ба туйлуудад 35 хүрдэг өдрүүд

Нарыг дурангаар ажиглах үед нарны гүн, халуун хэсгээс ирж буй туяа дискний төвөөр дамжин өнгөрдөг тул дискний ирмэг рүү түүний тод байдал мэдэгдэхүйц суларч байна.

Нарны бодисын тунгалаг байдлын зааг дээр хэвтэж, харагдахуйц цацраг туяа цацруулж буй давхаргыг фотосфер гэнэ. Фотосфер нь жигд тод биш боловч мөхлөгт бүтэцтэй байдаг. Фотосферийг бүрхсэн цайвар мөхлөгүүдийг мөхлөг гэж нэрлэдэг. Мөхлөгүүд нь тогтворгүй формацууд бөгөөд тэдгээрийн оршин тогтнох хугацаа нь ойролцоогоор 2-3 байдаг мин,хэмжээ нь 700-1400 хооронд хэлбэлздэг км. Фотосферийн гадаргуу дээр харанхуй толбо, факула гэж нэрлэгддэг цайвар хэсгүүд байдаг. Толбо ба факулуудыг ажигласнаар нарны эргэлтийн мөн чанарыг тогтоож, түүний хугацааг тодорхойлох боломжтой болсон.

Фотосферийн гадаргуугаас дээш нарны агаар мандал байдаг. Түүний доод давхарга нь 600 орчим зузаантай км.Энэ давхаргын бодис нь өөрөө ялгаруулах чадвартай ийм урттай гэрлийн долгионыг сонгон шингээдэг. Дахин ялгарах үед энерги ялгардаг бөгөөд энэ нь нарны спектрт Фраунхоферын гол харанхуй шугамууд гарч ирэх шууд шалтгаан болдог.

Нарны агаар мандлын дараагийн давхарга болох хромосфер нь тод улаан өнгөтэй бөгөөд нарны бүтэн хиртэлтийн үед сарны харанхуй дискийг бүрхсэн час улаан цагираг хэлбэрээр ажиглагддаг. Хромосферийн дээд хил нь байнга хөдөлдөг тул түүний зузаан нь 15,000-аас 20,000 хооронд хэлбэлздэг. км.

Нарны бүтэн хиртэлтийн үед нүцгэн нүдэнд харагдахуйц халуун хийн усан оргилуурууд болох хромосфероос ялгардаг. 250-500 хурдтай км/сектэд нарны гадаргуугаас дунджаар 200,000-тай тэнцэх зайд өсдөг км, баТэдний зарим нь 1,500,000 хүртэл өндөрт хүрдэг км.

Хромосферийн дээгүүр нарны титэм байдаг бөгөөд нарны бүтэн хиртэлтийн үед нарны эргэн тойронд мөнгөн сувдан гэрэлт цагираг хэлбэртэй байдаг.

Нарны титэм нь дотроо болон гаднах гэж хуваагддаг. Дотор титэм нь ойролцоогоор 500,000 өндөрт хүрдэг кмба ховордсон плазмаас бүрддэг - ион ба чөлөөт электронуудын холимог. Дотор титмийн өнгө нь нарныхтай төстэй бөгөөд түүний цацраг нь чөлөөт электронуудаар тархсан фотосферийн гэрэл юм. Дотор титмийн спектр нь нарны спектрээс ялгаатай нь шингээлтийн харанхуй шугамууд ажиглагддаггүй, харин ялгаруулах шугамууд нь тасралтгүй спектрийн дэвсгэр дээр ажиглагддаг бөгөөд тэдгээрийн хамгийн тод нь ионжуулсан төмөр, никель болон бусад зарим элементүүдэд хамаардаг. . Плазм нь маш ховор байдаг тул чөлөөт электронуудын хурд (мөн үүний дагуу тэдний кинетик энерги) маш өндөр тул дотоод титмийн температурыг ойролцоогоор 1 сая градус гэж тооцдог.

Гаднах титэм нь 2 сая гаруй метр өндөрт хүрдэг. км.Энэ нь нарны гэрлийг тусгаж, цайвар шаргал өнгөтэй болгодог жижиг хатуу хэсгүүдийг агуулдаг.

Сүүлийн жилүүдэд нарны титэм урьд өмнө төсөөлж байснаас хамаагүй хол тархаж байгааг олж мэдсэн. Нарны титмийн нарнаас хамгийн алслагдсан хэсгүүд буюу супер титэм нь дэлхийн тойрог замаас давж гардаг. Нарнаас холдох тусам супер титмийн температур аажмаар буурч, дэлхийгээс хол зайд ойролцоогоор 200,000 ° байна.

Суперкорона нь нарны соронзон орон руу "хөлдөж", түүнээс өндөр хурдтайгаар хөдөлж, дэлхийн агаар мандлын дээд давхаргад хүрч, ионжуулж, халааж, улмаар уур амьсгалын үйл явцад нөлөөлдөг бие даасан ховор электрон үүлсээс бүрддэг.

Эклиптикийн хавтгай дахь гариг ​​хоорондын орон зай нь зурхайн гэрлийн үзэгдлийг үүсгэдэг нарийн тоосыг агуулдаг. Энэ үзэгдэл нь баруун зүгт нар жаргасны дараа хавар эсвэл зүүн талаараа нар мандахаас өмнөх намар заримдаа тэнгэрийн хаяагаас конус хэлбэрээр цухуйж буй сул гэрэл ажиглагддагтай холбоотой юм.

Нарны спектр нь шингээлтийн спектр юм. Тасралтгүй тод спектрийн дэвсгэр дээр олон тооны бараан (Фраунхофер) шугамууд байдаг. Эдгээр нь халуун хийнээс ялгарах гэрлийн цацраг нь ижил хийнээс үүссэн сэрүүн орчинд дамжин өнгөрөх үед үүсдэг. Энэ тохиолдолд хийн тод ялгаруулах шугамын оронд харанхуй шингээлтийн шугам ажиглагдаж байна.

Химийн элемент бүр өөрт хамаарах шугаман спектртэй байдаг тул гэрэлтэгч биеийн химийн найрлагыг спектрийн төрлөөр тодорхойлж болно. Хэрэв гэрэл ялгаруулж буй бодис нь химийн нэгдэл бол түүний спектрт молекулуудын зурвас ба тэдгээрийн нэгдлүүд харагдана. Спектрийн бүх шугамын долгионы уртыг тодорхойлсноор цацрагийн бодисыг үүсгэдэг химийн элементүүдийг тодорхойлох боломжтой. Тусдаа элементүүдийн спектрийн шугамын эрчмийг тэдгээрт хамаарах атомын тоог тодорхойлоход ашигладаг. Тиймээс спектрийн шинжилгээ нь селестиел биетүүдийн чанарын төдийгүй тоон найрлагыг (илүү нарийвчлалтай, агаар мандал) судлах боломжийг олгодог бөгөөд астрофизикийн судалгааны хамгийн чухал арга юм.

Дэлхий дээр мэдэгдэж байгаа 70 орчим химийн элемент нарнаас олдсон. Гэхдээ нар үндсэндээ хоёр элементээс бүрддэг:

устөрөгч (массын 70 орчим%) ба гели (30 орчим%). Бусад химийн элементүүдээс (ердөө 3%) хамгийн түгээмэл нь азот, нүүрстөрөгч, хүчилтөрөгч, төмөр, магни, цахиур, кальци, натри юм. Хлор, бром зэрэг зарим химийн элементүүдийг нарнаас хараахан илрүүлээгүй байна. Нарны толбоны спектр нь мөн химийн нэгдлүүдийн шингээх зурвасыг агуулдаг: цианоген (CN), титаны исэл, гидроксил (OH), нүүрсустөрөгч (CH) гэх мэт.

Нар бол эрчим хүчний асар их эх үүсвэр бөгөөд гэрэл, дулааныг бүх чиглэлд тасралтгүй тараадаг. Дэлхий нарнаас ялгарах бүх энергийн 1:2000000000 орчим хувийг авдаг. Нарнаас дэлхийн хүлээн авсан энергийн хэмжээг нарны тогтмолын утгаар тодорхойлно. Нарны тогтмол хэмжигдэхүүн нь минутанд хүлээн авсан энергийн хэмжээ юм см 2нарны цацрагт перпендикуляр дэлхийн агаар мандлын хил дээр байрлах гадаргуу. Дулааны энергийн хувьд нарны тогтмол 2 байна кал/см 2 *мин,механик нэгжийн системд 1.4-10 6 тоогоор илэрхийлэгдэнэ эрг/сек см2.

Фотосферийн температур 6000°С-д ойр байдаг.Энэ нь бараг бүрэн хар биетэй адил энерги ялгаруулдаг тул нарны гадаргуугийн үр ашигтай температурыг Стефан-Больцманы хуулийг ашиглан тодорхойлж болно.

Хаана E - 1-д ялгарах эрг дэх энергийн хэмжээ сек. 1 см 2нарны гадаргуу; s=5.73 10 -5 эрг/сек* градус ^4 см 2 -туршлагаас тогтсон байнгын, болон Т -Кельвин градус дахь үнэмлэхүй температур.

1 радиустай бөмбөрцгийн гадаргуугаар дамжин өнгөрөх энергийн хэмжээ А. д. (150 10" см),тэнцүү байна д =4*10 33 эрг/сек * см 2.Энэ энерги нь нарны бүх гадаргуугаас ялгардаг тул түүний утгыг нарны гадаргуугийн талбайд хуваах замаар бид утгыг тодорхойлж чадна. Эмөн нарны гадаргуугийн температурыг тооцоол. Энэ нь E=5800°K болж байна.

Нарны гадаргуугийн температурыг тодорхойлох өөр аргууд байдаг боловч нар нь бүрэн хар биетэй адил цацраг туяа цацруулдаггүй тул тэдгээр нь бүгд хэрэглээний үр дүнгээрээ ялгаатай байдаг.

Нарны дотоод хэсгүүдийн температурыг шууд тодорхойлох боломжгүй боловч түүний төв рүү ойртох тусам хурдацтай нэмэгдэх ёстой. Нарны төв дэх температурыг онолын хувьд нарны эзэлхүүний цэг бүрт даралтын тэнцвэрт байдал, энергийн оролт, зарцуулалтын тэгш байдлын нөхцөлөөр тооцдог. Орчин үеийн мэдээллээр 13 сая градус хүрч байна.

Наран дээрх температурын нөхцөлд түүний бүх бодис нь хийн төлөвт байдаг. Нар дулааны тэнцвэрт байдалд байгаа тул цэг бүрт төв рүү чиглэсэн таталцлын хүч, төвөөс чиглэсэн хий ба гэрлийн даралтын хүчийг нөхөх шаардлагатай.

Нарны дотоод дахь өндөр температур, өндөр даралт нь бодисын атомыг олон удаа иончлоход хүргэдэг бөгөөд түүний нягтрал нь 100-аас давж магадгүй юм. г/см 3,Хэдийгээр эдгээр нөхцөлд нарны бодис нь хийн шинж чанарыг хадгалдаг. Олон тооны өгөгдөл нь нарны цацрагаас үүдэлтэй их хэмжээний эрчим хүчний хэрэглээг үл харгалзан нарны температур олон сая жилийн турш өөрчлөгдөөгүй хэвээр байна гэсэн дүгнэлтэд хүргэж байна.

Нарны энергийн гол эх үүсвэр нь цөмийн урвал юм. Протон-протон гэж нэрлэгддэг цөмийн урвалуудын нэг нь дөрвөн устөрөгчийн цөмийг (протон) гелий цөм болгон хувиргах явдал юм. Цөмийн өөрчлөлтийн үед их хэмжээний энерги ялгардаг бөгөөд энэ нь нарны гадаргууг нэвтлэн сансарт цацагддаг.

Цацрагийн энергийг Эйнштейний алдарт томъёогоор тооцоолж болно. Э = ts 2,Хаана E -эрчим хүч; Т -масс ба c - вакуум дахь гэрлийн хурд. Устөрөгчийн цөмийн масс 1.008 (атомын массын нэгж) тул 4 протоны масс 4 1.008 = 4.032 байна. А. идэх.Үүссэн гелийн цөмийн масс 4.004 байна А. идэх.Устөрөгчийн массыг 0.028-аар бууруулах А. идэх.(энэ нь 5 * 10 -26 гр) нь дараахь хэмжээтэй тэнцүү энерги ялгарахад хүргэдэг.

Нарны нийт цацрагийн хүч нь 5 * 10 23 литр юм. -тай. Цацрагийн улмаас нар 4 саяыг алддаг. Тсекундэд бодис.

Нар нь мөн радио долгионы цацрагийн эх үүсвэр юм. 8-аас долгионы зурваст нарны цацрагийн нийт хүч мм 15 хүртэл мжижиг. "Чимээгүй" нарны цацраг нь хромосфер болон титэмээс гардаг бөгөөд дулааны цацраг юм. Наран дээр толбо, бамбар, толбо их хэмжээгээр гарч ирэхэд радио цацрагийн хүч хэдэн мянга дахин нэмэгддэг. Ялангуяа "эвдэрсэн" нарны цацраг идэвхт цацрагийн томоохон тэсрэлт нь түүний хромосфер дэх хүчтэй галын үеэр тохиолддог.

ОДДЫН СПЕКТРИЙН АНГИЛАЛ БА ФИЗКИЙН БАЙДАЛ

Оддын физик шинж чанарын тухай орчин үеийн одон орон судлалд байгаа олон янзын бөгөөд чухал мэдээллийг тэдгээрийн ялгаруулж буй гэрлийн судалгаанаас олж авсан. Гэрлийн мөн чанарыг фотометрийн болон спектрийн шинжилгээний аргуудыг ашиглан судалдаг.

19-р зууны дунд үед Францын идеалист философич Огюст Конт селестиел биетүүдийн химийн найрлага шинжлэх ухаанд үүрд үл мэдэгдэх болно гэж үзсэн. Гэсэн хэдий ч удалгүй дэлхий дээр мэдэгдэж байсан химийн элементүүдийг нар болон оддын спектрийн шинжилгээний аргыг ашиглан илрүүлсэн.

Бидний үед спектрийн судалгаа нь оддын химийн найрлагыг тогтоох төдийгүй тэдгээрийн температур, гэрэлтэлт, диаметр, масс, нягтрал, эргэлтийн хурд, хөрвүүлэх хөдөлгөөнийг хэмжих, мөн зайг тодорхойлох боломжтой болсон. тригонометрийн параллаксууд нь хэмжилт хийхэд жижиг тул хүрч чадахгүй алс холын одод.

Оддын физик шинж чанар нь маш өөр тул тэдгээрийн спектр нь маш олон янз байдаг. Одод нар шиг харанхуй шингээлтийн шугамаар огтлолцсон тасралтгүй спектртэй байдаг бөгөөд энэ нь од бүр нь халуун хийн бие бөгөөд тасралтгүй спектр өгч, илүү хүйтэн уур амьсгалаар хүрээлэгдсэн болохыг баталж байна.

Оддын спектрийн шугамууд нь дэлхий дээр мэдэгдэж буй химийн элементүүдийн шугамаар тодорхойлогддог бөгөөд энэ нь орчлон ертөнцийн материаллаг нэгдмэл байдлын нотолгоо болдог. Бүх одод ижил химийн элементүүдээс бүрддэг, гол төлөв устөрөгч ба гели.

Оддын спектрийн том ялгааны шалтгааныг оддын химийн найрлагын ялгаагаар бус харин одны агаар мандлын бодисын иончлолын янз бүрийн зэрэг, гол төлөв температураар тодорхойлдог. Харвардын ажиглалтын төвд (АНУ) 200,000 гаруй оддын судалгааны үр дүнд үндэслэн бүтээсэн оддын спектрийн орчин үеийн ангилал нь мэдэгдэж буй химийн элементүүдтэй шингээлтийн шугамын хамаарлыг тодорхойлох, тэдгээрийн харьцангуй эрчмийг үнэлэхэд суурилдаг.

Оддын спектрийн олон янз байдлын хувьд тэдгээрийг ижил төстэй шинж чанаруудыг агуулсан цөөн тооны ангиудад нэгтгэж, аажмаар нэг нэгэндээ хувирч тасралтгүй цуваа үүсгэх боломжтой. Харвардын ангиллын үндсэн ангиллыг латин цагаан толгойн О үсгээр тэмдэглэв. Б, А, Ф , Г , K, M,оддын температурын бууралттай харгалзах цуваа үүсгэх. Анги тус бүрийн спектрийн үзүүлэлтүүдийг нарийвчлан тогтоохын тулд тоогоор тодорхойлсон аравтын бутархай хэсгүүдийг нэвтрүүлсэн. А0 тэмдэглэгээ нь ердийн ангиллын спектртэй тохирч байна A; A5 нь анги хоорондын завсрын спектрийг илэрхийлнэ Аболон Ф ; A9 - спектр нь F0-тэй ойрхон байна , A0-аас илүү.

Хүснэгтэнд спектрийн шинж чанар, тэдгээрийн харгалзах температур, спектрийн анги тус бүрийн ердийн оддыг харуулав.

Спектрийн ангилал	Шингээлтийн спектрийн шинж чанарууд	Гадаргуугийн температур	Ердийн одууд
0	Ионжуулсан гелийн шугамууд,	35,000°	TOОрпона
(цэнхэр одод)	азот, хүчилтөрөгч, цахиур
IN	Гели ба устөрөгчийн шугам	25000°	Spica
(цэнхэр цагаан
одод)
А	Устөрөгчийн шугамууд нь намуу цэцэгтэй байдаг	10000°	Сиричүүд
(цагаан одод)	хамгийн их эрчим. Учир нь
ионжуулсан харагдах шугамууд
кальци. Сул дорой нь гарч ирдэг
металл шингээх шугам
Р	Устөрөгчийн шугам суларч байна.	7500°	Давуу тал: тэр
(шаргал одод)	Эрчимтэй шугамууд нь төвийг сахисан байдаг
явж, ионжуулсан кальци.
Металл шугамууд аажмаар
эрчимжиж байна
0	Устөрөгчийн шугам бүр ч илүү	6000°	Солни
(шар од)	сулрах. Олон тооны
металл шингээх шугам
TO	Металлын шугамууд нь маш хүчтэй байдаг	4500°	Арк-у-р
(улбар шар одууд)	сивни. Нүүрсний хүчтэй судал
устөрөгч CH. Сул шугамууд
титан ислийн шингээлт tyug
М	Төвийг сахисан металл шугамууд	3500°	Бетел.-
(улаан одод)	маш хүчтэй. Эрчимтэй	Гейз
молекулын шингээлт алдагдах
холболтууд

Үндсэн спектрийн ангиудаас гадна нэмэлт R ангиуд байдаг , Н, СТемператур нь 3000°-аас доош цөөхөн од.

Хүснэгтэнд өгөгдсөн температур нь оддын гадаргуугийн давхаргад хамаарах бөгөөд тэдгээрийн гүнд 10-30 сая градусын температур давамгайлдаг. Өндөр температур нь аяндаа үүсдэг цөмийн урвал, тухайлбал, өмнө нь авч үзсэн процессуудыг баталгаажуулдаг.

Одны өнгө нь түүний температураас хамаардаг. Хүйтэн одод голдуу урт долгионы уртаар цацруулдаг бөгөөд энэ нь спектрийн улаан хэсэгтэй тохирч байгаа бол халуун одод спектрийн нил ягаан хэсэгт тохирох богино долгионоор голчлон ялгардаг.

Хүний нүд шар-ногоон туяанд хамгийн мэдрэмтгий байдаг. Тэгээдердийн гэрэл зургийн хавтан - спектрийн цэнхэр, ягаан туяа руу. Үүний үр дүнд оддыг харааны болон гэрэл зургийн аргаар ажиглахдаа нэг одны хувьд өөр өөр хэмжигдэхүүнийг олж авдаг.

Одон орон судлалд өнгийг нүдээр болон гэрэл зургаас тодорхойлсон одны хэмжээг харьцуулах замаар хэмждэг ба өнгөт индексээр үнэлдэг бөгөөд энэ нь одны гэрэл зургийн болон харааны хэмжигдэхүүний хоорондох ялгаа юм.

Уламжлал ёсоор бол спектрийн төрлийн оддын хувьд гэж үздэг А 0 өнгөний индекс нь сумтай тэнцүү байна. Нүд хамгийн мэдрэмтгий байдаг урт долгионоор эрчимтэй ялгардаг тул сэрүүн оддын өнгөний индекс эерэг байна. Халуун оддын өнгөний индекс нь сөрөг утгатай, учир нь тэдгээрийн цацраг нь ихэвчлэн богино долгионы урттай, гэрэл зургийн хавтан нь хөх, ягаан туяанд хамгийн мэдрэмтгий байдаг.

Өнгөний индекс ба одны спектрийн хоорондын хамаарлыг эмпирик байдлаар тогтоодог. Оддын спектрийн ангиллыг ойролцоогоор тодорхойлохын тулд одны өнгөний индексийг ашигладаг хүснэгтийг эмхэтгэсэн.

Ялгарах энергийн хэмжээг тодорхойлдог гол хүчин зүйлүүд нь одны ялгаруулах гадаргуугийн температур ба талбай юм. Оддын гэрэлтэлтийг судалснаар тэдгээрийг аварга од ба одой од гэсэн хоёр онцлог бүлэгт хуваахад хүргэсэн. Аварга одод өндөр гэрэлтэх чадвартай, их хэмжээний ялгаруулах талбайтай (их эзэлхүүнтэй) боловч бодисын нягтрал багатай байдаг. Одой одод нь бага гэрэлтдэг, жижиг эзэлхүүнтэй, материйн мэдэгдэхүйц нягтралаар тодорхойлогддог.

Аварга ба одойнуудын ялгаа нь спектрийн төрлийн оддын хувьд хамгийн тод илэрдэг МТэгээд TO,гэрэлтүүлгийн ялгаа нь 9 м_ 10 м хүрдэг, өөрөөр хэлбэл улаан аварга биетүүд улаан одойноос 5-10 мянга дахин тод байдаг. F ба G ангиллын шаргал, шар өнгийн одод, аварга, одой оддын хамт завсрын гэрэлтдэг олон тооны одтой байдаг.

Оддын гэрэлтүүлгийг тодорхойлохын тулд спектрийн ангийн том үсгийн өмнө жижиг үсгүүдийг нэмж бичдэг: g - аварга оддын хувьд, d - одой оддын хувьд. Capella gG0 - G0 ангиллын аварга, Sun dG 3 - G ангиллын одой 3 гэх мэт.

ОДДЫН ҮҮСЭЛ, ХУВЬСЛЫН ТУХАЙ ОРЧИН ҮЕИЙН ҮЗЭЛ ОЙЛГОЛТ

Тэнгэрийн биетүүдийн үүсэл хөгжлийг судалдаг одон орон судлалын салбарыг космогони гэдэг. Космогони нь бие даасан селестиел биетүүд, тэдгээрийн системүүд үүсэхэд хүргэдэг сансрын материйн хэлбэрийг өөрчлөх үйл явц, тэдгээрийн дараагийн хувьслын чиглэлийг судалдаг. Космогоникийн судалгаа нь химийн элементүүд ба сансрын туяа үүсэх, соронзон орон үүсэх, радио цацрагийн эх үүсвэр зэрэг асуудлыг шийдвэрлэхэд хүргэдэг.

Сансар огторгуйн асуудлуудыг шийдвэрлэх нь маш их бэрхшээлтэй холбоотой, учир нь селестиел биетүүдийн үүсэх, хөгжил нь маш удаан явагддаг тул шууд ажиглалтаар эдгээр үйл явцыг хянах боломжгүй юм; Сансар огторгуйн үйл явдлуудын цаг хугацаа маш урт байдаг тул одон орон судлалын бүх түүх тэдний үргэлжлэх хугацаатай харьцуулахад хормын төдий мэт санагддаг. Тиймээс космогони нь селестиел биетүүдийн нэгэн зэрэг ажиглагдсан физик шинж чанарыг харьцуулж үзэхэд тэдгээрийн хөгжлийн дараалсан үе шатуудын онцлог шинж чанарыг тогтоодог.

Бодит мэдээллийн хангалтгүй байдал нь космогоник судалгааны үр дүнг таамаглал хэлбэрээр албан ёсны болгох хэрэгцээг бий болгодог. ажиглалт, онолын тооцоо, байгалийн үндсэн хуулиудад үндэслэсэн шинжлэх ухааны таамаглал. Таамаглалын цаашдын хөгжил нь байгалийн хууль тогтоомж, түүний урьдчилан таамагласан баримтуудын тоон үнэлгээтэй хэр зэрэг нийцэж байгааг харуулж байна.

Орчлон ертөнцийн материаллаг нэгдмэл байдал, түүн дээр болж буй үйл явцын хууль тогтоомж, ажиглагдаж буй бүх үзэгдлийн учир шалтгааны хамаарлыг батлахад хүргэдэг сансар судлалын дүгнэлтүүд нь гүн ухааны гүн гүнзгий утгатай бөгөөд шинжлэх ухааны материалист ертөнцийг үзэх үзлийн үндэслэл болдог. .

Оддын үүсэл, хувьсал нь сансар огторгуйн гол асуудал юм.

Галактикийн бүтцийн ажиглалтын зураг дээр оддыг насаар нь хуваарилдаг. Галакси нь бөмбөрцөг болон нээлттэй оддын бөөгнөрөлөөс гадна физик шинж чанараараа нэг төрлийн оддын тусгай бүлгүүдийг агуулдаг. Тэд нээлттэй акад юм. В.А. Амбарцумян ба оддын холбоодоор нэрлэгдсэн. Оддын холбоо нь тогтворгүй тогтоц юм, учир нь тэдгээрийн бүрдүүлэгч одод янз бүрийн чиглэлд өндөр хурдтайгаар тархдаг. Энэ нь тэдний ялзралын хурдац, богино хугацаанд оршин тогтнох хугацааг тодорхойлдог бөгөөд хэдэн сая жилээс хэтрэхгүй. Тиймээс холбооноос гарч, эргэн тойрны ододтой холилдож амжаагүй байгаа тул холбоонд одод байгаа нь саяхан гарч ирснийг харуулж байна.

Оддын холбоодын судалгааг академич удирдсан. В.А. Амбарцумян галактикийн одод нэгэн зэрэг үүсээгүй, од үүсэх нь дуусаагүй үйл явц бөгөөд өнөөг хүртэл үргэлжилж байгаа бөгөөд оддын холбоо нь Галактик дахь оддын бүлэг үүссэн газрууд юм гэсэн дүгнэлтэд хүрсэн.

Орчин үеийн сансар огторгуйд од үүсэх тухай хоёр үзэл бодол байдаг: 1) одод нь хэт нягт биетүүдийн задралын явцад үүсдэг бөгөөд энэ нь материйн нягтрал буурахад хүргэдэг, 2) одууд үүсдэг. тархсан материалын таталцлын конденсацын үр дүн, түүний нягтралын өсөлт. Гэсэн хэдий ч ажиглалтын үр дүн одоогоор аль нэгэнд нь давуу эрх олгох боломжийг бидэнд олгохгүй байна.

Академичийн дэвшүүлсэн таамаглалын дагуу. В.А.Амбарцумян одод нь галактикийн цөмд үүссэн дэлбэрэлтийн үеэр ялгарсан одны өмнөх хэт нягт бодисоос үүсдэг. Галактикуудын цөм нь одод болон сарнисан бодисоос физик шинж чанараараа ялгаатай жижиг хэмжээтэй биетүүдийг агуулдаг. Эдгээр хэт нягт биетүүд орчин үеийн шинжлэх ухаанд үл мэдэгдэх материйн шинэ хэлбэрийг төлөөлдөг бололтой. Хэт нягт биетүүд - эх оддын задрал нь дараа нь оддын бүлгүүд - холбоод нэгэн зэрэг үүсэхэд хүргэдэг. Гэсэн хэдий ч В.А. Амбарцумян эх оддыг одны бүлэг, бөөгнөрөл болгон хувиргах механизмыг авч үздэггүй.

Од сарнисан матераас үүссэн гэсэн таамаглалыг Америкийн зарим эрдэмтэд болон бусад одон орон судлаачид боловсруулсан.Таталцлын хүч болон Галактикийн соронзон орны нөлөөн дор ховордсон хий-тоос орчныг шахах нь бие даасан бөөгнөрөл үүсэхэд хүргэдэг. эх одод - бөмбөрцөг. Анхны одны тасралтгүй шахалт нь оддын даралт, температурыг нэмэгдүүлэхэд хүргэдэг. Анхны одны төв дэх температур хэдэн сая градус хүрэхэд тэнд термоядролын урвалууд эхэлж, устөрөгчийг гели болгон хувиргаж, их хэмжээний энерги ялгардаг.

Энэ үеэс эхлэн эгэл одны шахалт зогсдог, учир нь таталцлын хүч нь хий ба гэрлийн даралтаар тэнцвэрждэг бөгөөд харьцангуй удалгүй эх од нь спектр-гэрэлтүүлгийн диаграммын үндсэн дарааллын од болж хувирдаг. Сарнисан бодисоос од үүсэх хугацаа нь анхны конденсацийн массаас хамаардаг бөгөөд 100 сая жилээс илүүгүй үргэлжилдэг.

Төв хэсгийн устөрөгчийг шатаах хүртэл од нь оршин тогтнохынхоо ихэнх хугацааг үндсэн дарааллаар өнгөрөөдөг. Нарны масстай тэнцэх масстай одны хувьд энэ хугацаа ойролцоогоор 10 тэрбум жил байна. Их хэмжээний халуун одод маш их энерги ялгаруулдаг тул устөрөгчийн нөөц хэдхэн сая жил үргэлжилнэ. Үндсэн дараалалд байх хугацаандаа од бараг өөрчлөгдөөгүй радиус, гадаргуугийн температур, гэрэлтэлтийг хадгалдаг.

Оддын цөм дэх устөрөгчийн шаталт дуусахад доторх даралт нь таталцлын хүчийг тэнцвэржүүлж чадахгүй болж, одны цөм агшиж эхэлдэг. Цөмийг шахах нь температурын өсөлт дагалддаг. Цацрагийн хэмжээ ихсэх нь одны бүрхүүлийг тэлж, гэрэлтэх чадварыг нэмэгдүүлдэг. Оддын цаашдын хувьсал нь түүний массаас хамаарна. Ихэнх эрдэмтэд нартай харьцуулж болох жижиг масстай одод цагаан одой болж хувирдаг гэж үздэг.

Хэт нягт одны задралын үр дүнд үүссэн оддын хувьсал өөр шинж чанартай байх ёстой, учир нь од үүссэний дараа хэт нягт одны өмнөх материйн нэг хэсэг нь түүний дотоод хэсэгт хадгалагдан үлддэг. Түүний оршихуйг жишээлбэл, жигд бус хувьсах оддын хурц тод байдлын огцом өөрчлөлтөөр илэрхийлж болно. Галын үйл явц нь дэлбэрэлттэй төстэй бөгөөд одны дотоод хэсгээс түүний гадаргуу руу одны өмнөх бодисыг зайлуулж, их хэмжээний эгергиа ялгаруулж байгаатай холбон тайлбарлаж болно.

Аливаа төрлийн хувьслын үед одны химийн найрлага дахь өөрчлөлт нь түүний гүнд илүү хүнд химийн элементүүд үүссэний үр дүнд үүсдэг.

Од хувьслын явцад зөвхөн цацрагийн нөлөөгөөр массаа алдаж зогсохгүй агаар мандлынх нь бодисыг сарниулах замаар массаа алддаг бөгөөд энэ нь од хоорондын сарнисан бодисыг нөхөх эх үүсвэрийн нэг юм.

ГАЛАКТИГИЙН ЗАЙ, ХЭМЖЭЭГ ТОДОРХОЙЛОХ

18-р зууны хоёрдугаар хагаст тэнгэрт одноос гадна олон хөдөлгөөнгүй манан толбо ажиглагдсан - мананцарууд. Тэдний ихэнхийн мөн чанар нь удаан хугацааны туршид маргаантай хэвээр байв. Зөвхөн манай зууны 20-иод оны дундуур тэдний ихэнх нь манай Галактиктай харьцуулж болохуйц асар том оддын системүүд байсан нь тодорхой болсон. Тийм ч учраас тэд галактик гэдэг нэрийг авсан.

Бүх галактикуудын цуглуулга нь Метагалактик гэж нэрлэгддэг бидний мэддэг хамгийн том системийг бүрдүүлдэг. Бид хил хязгаарт нь хүрээгүй, төвтэй эсэх нь тодорхойгүй байна.

Энэ асуудал нь хүн дэлхийгээс эхлээд Нар руу, дараа нь манай Галактикийн төв рүү шилжсэн ийм мананцар толбуудын мөн чанар, орчлон ертөнц дэх тэдний байршлын талаархи асуултыг тодруулахад чухал ач холбогдолтой байв.

Дунд хүртэл XXОлон зуун жилийн туршид галактикийг манай Галактикийн дотор оддын бөөгнөрөл, хийн мананцартай хамт байрладаг жижиг биетүүд гэж олон хүн үздэг байв. 20-иод онд эдгээр нь тоосноос бүрдэх линз бөгөөд дотроос нь нэг тод одоор гэрэлтдэг гэж үздэг байв. Зайг тодорхойлох замыг Харвардын ажиглалтын төвийн ажилтнууд, дараа нь Лундмарк, Хаббл нар нээжээ. Тэдгээрийн эхнийх нь Магелланы үүлэнд Сүүн замын хэлтэрхийнүүд шиг харагддаг олон цефеидүүд - үечилсэн хувьсах одод байдаг бөгөөд тэдгээрийн тод байдлын өөрчлөлтийн хугацаа нь харагдахуйц гэрэлтэх тусам нэмэгддэг болохыг тогтоожээ. Магелланы үүлний эргэн тойронд бараг ямар ч цефеид харагдахгүй байсан бөгөөд үүлэнд харагдахуйц концентраци нь тэдгээрийн доторх цефеидын орон зайн концентрацийн үр дүн бөгөөд тод тод байдлын ялгаа нь тэдний жинхэнэ гэрлийн эрчмийн зөрүүтэй тохирч байсан нь тодорхой байв. гэрэлтэлтэд. Ийнхүү Цефеидын хамгийн чухал шинж чанарыг олж илрүүлсэн бөгөөд энэ нь хаа сайгүй хүчинтэй болсон, тухайлбал, үе ба гэрэлтүүлгийн хамаарал байдаг. Янз бүрийн цаг үеийн цефеидүүдийн хамгийн ойрын гэрлийг (биднээс хол байгаа тул хэцүү) тогтоосны дараа бидний Галактик болон Магелланы үүл дэх харагдахуйц тод байдлыг харьцуулж үзэхэд сүүлийнх нь хэдэн удаа байгааг тодорхойлох боломжтой болсон. Бидэнтэй хамгийн ойр байдаг Цефеидүүдээс биднээс хол. Магелланы үүлс манай Галактикаас гадна байрладаг нь тогтоогдсон. Тэдний харагдах өнцгийн хэмжээ болон одоо мэдэгдэж байгаа зайнаас тодорхойлсон шугаман хэмжээ нь манай Галактикаас хэд дахин бага байсан ч тэдгээр нь аварга том од хэвээр байна. системүүд.Тэдэнд манайхтай төстэй олон сая од, хийн мананцар, хэдэн зуун оддын бөөгнөрөл байдаг. Магелланы үүлс нь манай Галактикийн хилээс гадуур нээгдсэн анхны систем юм. Гэхдээ тэдгээр нь жигд бус, ноорхой хэлбэртэй бөгөөд энэ нь хамгийн сонирхолтой спираль мананцаруудын мөн чанарын талаар юу ч хэлээгүй байна.

Зөвхөн хамгийн ойрын галактикуудад л бид хамгийн тод оддын дотроос Цефеидүүдийг таньж, цаг хугацааг нь тодорхойлсноор шинэ оддыг ашиглахаас илүү зайг нь илүү нарийвчлалтай олох боломжтой.

1924 онд Лундмарк, Виртц нар аль хэдийн спектрээр хэмжсэн цөөн тооны радиаль хурдуудаас (Допплер-Физаугийн зарчмаар) галактикууд биднээс бүх чиглэлд холдож, хурдан байх тусам биднээс холддог болохыг олж мэдсэн. Энэхүү зайлуулах хурдыг Хаббл 1930 онд ойролцоогоор нэг мегапарсек зайд 550 км/с гэж тодорхойлсон тул улаан шилжилтийг нээсэн нь ихэвчлэн түүнтэй холбоотой байдаг. Ойролцоох галактикуудын зайны хуваарийг нэмэгдүүлэх замаар нөлөөллийн тасралтгүй туршилтууд одоо Хаббл тогтмолыг ойролцоогоор 50 км/(с Mpc) болгосон боловч ихэнх астрофизикчид Ho = 75 км гэсэн өмнөх тодорхойлолтыг ашиглахыг илүүд үздэг хэвээр байна. /(s Mpc ), магадгүй 100-аас 50 км/(с Mpc) хооронд хэлбэлзэх шинэ үр дүнгийн давалгаа намжихыг хүлээж байна.

Галактикийн бүтэц, шинж чанар

Эдгээр үзүүлэлтүүд нь оддын системийн хамгийн чухал шинж чанар юм.

Бие даасан галактикуудын массыг тэдгээрийн эргэлтийн муруйг тодорхойлох замаар тодорхойлдог бөгөөд энэ нь төвийн бүсэд хатуу биетэй ойрхон байдаг; дараа нь Кеплерийн хуулийн дагуу эргэлтэнд аажмаар шилжиж, төвийн массаас аль хэдийн том, цэгийг тойрсон нягтрал бага, гаднах бүсийн масс харьцангуй бага байдаг. Галактикийн дүрсний харагдахуйц гол тэнхлэгийн дагуу спектрографын ангархайг байрлуулах замаар эргэлтийн муруйг оптик аргаар олж авдаг бөгөөд түүний эргэлтийн хавтгай нь харааны шугамд ойртох тусам амжилтанд хүрэх болно. Хэмжилтүүд нь галактикийн төв, тод хэсэгт хязгаарлагддаг бөгөөд зөвхөн массын доод хязгаарыг өгдөг.

Эргэлтийн муруйг нарийвчлан тайлбарлах, галактик доторх p нягтын тархалтыг олох нь нэмэлт тодруулга шаарддаг. Үүнийг хийхийн тулд галактикийн загварыг хүлээн авах шаардлагатай: хавтгай эсвэл тогтмол нягтралтай гадаргуу нь ижил бөмбөрцөг хэлбэртэй, эсвэл бүр илүү төвөгтэй хэлбэр бүхий нэгэн төрлийн бус бөмбөрцөг хэлбэртэй загвар.

Хавтгай системийн масс нь ойролцоогоор 10^11 (11-ийн хүч хүртэл) Â-аас эхэлж, оддын бөөгнөрөлийн масс хүртэл буурдаг.

энд V нь Кеплерийн муруй дахь дугуй хурд;

R - радиус; G - таталцлын хүч.

Зууван ба спираль галактикуудын массыг хос хос галактикийн хувьд тооцоолж болох бөгөөд дэлхийн хурдны зөрүү нь спектроскопийн хос оддын нэгэн адил эргэлтийн хурдтай тэнцүү байна гэж үзэж болно. Гэхдээ энд тойрог замын налуу өнцөг тодорхойгүй хэвээр байгаа бөгөөд хурдны муруйг тодорхойлох боломжгүй юм. Спектроскопийн хоёртын одтой адил хоёр галактикийн массын нийлбэрийн доод хязгаарыг бид олж авдаг.

Холбогдох хэд хэдэн асуудлыг дээр дурьдсан боловч илүү олон зүйлийг нэмж оруулах шаардлагатай байна.

Спираль гарны хэлбэр нь логарифмын спиральтай сайн тохирч байх шиг байна.

r = r(0) exp(ca),

Үүнд: a =pj:180 ба c = сtgm, эсвэл

log r =log r(0)+ccj,

Хаана -тай=(p/180)*lg e=0.00758.

Энд m нь спираль цэгийн радиус вектор ба түүнд шүргэгч хоорондын онцлог өнцөг юм. Мэдээжийн хэрэг, энэ нь тэдгээрийн хавтгай дахь мөчрүүдийн жинхэнэ хэлбэрийг хэлдэг бөгөөд проекцоор гажуудсан хэлбэр биш юм. Дунджаар м = 73 °, 54-86 ° хооронд хэлбэлздэг. Эхний утга нь өргөн нээлттэй мөчрүүдтэй тохирч, хоёр дахь нь тойрог руу ойртож буй спиральд хамаарна.

Салбарууд нь арай өөр хэлбэртэй байдаг. Гураваас дөрвөн салаатай, дотоод болон гадаад салбартай буюу "олон зэвсэгт" галактикууд байдаг. Илүү нарийвчлалтай, сүүлчийн мөчрүүд нь тасралтгүй биш, харин хоорондоо холбогдоогүй нумуудаас бүрддэг. Хоёр, бүр гурван шатлалт спираль галактикууд нь эдгээр байгалийн үзэгдлийн нарийн төвөгтэй байдлыг илтгэнэ. Бүр өмнө нь Хаббл “бар” буюу англиар “бар” гэсэн галактикууд байдгийг олж мэдсэн бөгөөд тэдгээрийн голд нь цөм нь байрладаг ба баарны төгсгөлөөс спираль салбарууд үргэлжилдэг, гэхдээ тэдгээр нь бас байдаг. салбарууд баарны дундаас сунадаг; сүүлийнх нь салбаруудыг баарнаас "гадагшлах" гэж үздэг онолын хувьд хүндрэлтэй байдаг. Бар дагуух цөмөөс хийн урсгалыг 100 км / с хүртэл хурдтайгаар илрүүлсэн. Спираль мөчрүүдийн бүсэд ихэнх тохиолдолд эргэлт нь хатуу төлөвт ойрхон байдаг ба эргэлтийн муруй дээрх гулзайлтын цэг нь системийн гэрэлтэлт хол үргэлжилсэн хэвээр байгаа хэдий ч мөчрүүдийг хянах боломжгүй байдаг. Ихэнхдээ мөчрүүд нь баарнаас биш, харин цагирагийн захаас сунадаг бөгөөд тэдгээрийн голч нь баар юм.

Галактикуудын эргэлтийн чиглэлийн талаар маш их маргаан өрнөж байсан - энэ нь мөчрүүд нь "чирэх" эсвэл эсрэгээр "тайрах" байдлаар тохиолддог уу. Энэ нь тэдний гарал үүслийн онолд чухал ач холбогдолтой юм. Галактикууд нэгэн зэрэг эсрэг чиглэлд салбарласан салбаруудыг олж илрүүлснээр асуудлын ноцтой байдлыг зөөлрүүлсэн. зарим нь “чирж” байгаа бол зарим нь “тайлж” байна. Хэрэв эргэлт нь бараг хатуу байвал ямар ч хэлбэрийн мөчрүүд гарч ирэхэд саад болохгүй.

Хаббл энгийн спиральуудын тэмдэглэгээг нэвтрүүлсэн - S, "хөндлөн спираль" (бартай) - SВ. Завсрын хэлбэрийн хувьд (маш богино бар) SAB эсвэл бусад тэмдэглэгээг нэвтрүүлсэн. Тэрээр жигд бус галактикуудыг I эсвэл Ir гэж тодорхойлсон боловч тэдгээрийн хоёр төрөл байдаг. Хабблын хэлснээр эллипс галактикуудыг 1-ээс 7 хүртэлх тоог нэмсэн E үсгээр тэмдэглэдэг бөгөөд энэ нь харьцаагаар тодорхойлогддог шахалтын зэргийг илэрхийлдэг.

Хаана Аба б - илэрхий диаметрүүд (ихэвчлэн бидний хувьд проекцоор гажууддаг). Дараа нь тэр ямар ч спираль байхгүй дискээр хүрээлэгдсэн "товойсон" (том цөм) бүхий "лентикуляр" галактикуудыг олсон. Тэр тэднийг S0 гэж тодорхойлсон. Цаашдын ажиглалтууд нь Хаббл ангилал нь галактикуудын одоо байгаа хэлбэр, шинж чанаруудын олон янз байдлыг тусгаагүй болохыг харуулсан бөгөөд "амьдралын хоцрогдол" -оос ч илүү хурдан хэд хэдэн ангиллыг санал болгосон бөгөөд бид тэдгээрийн талаар ярихгүй.

Хаббл дараах чухал нэмэлтүүдийг хийсэн. Одоо тэдэнд Хабблын таамаглаж байснаас өөр, гүн гүнзгий утгыг өгөх ёстой. Хэт аварга биет агуулаагүй, хий муутай аморф, бүтэцгүй спираль гарнууд нь a(Sa) угтвараар тэмдэглэгдсэн байдаг. Олон тооны халуун аварга одтой, хийн мананцараар баялаг маш ноорхой мөчрүүдийг c(Sc) угтвараар, завсрын төрлийн спиральуудыг b(Sb) угтвараар тэмдэглэдэг. Энэ нь M 31 (Sb), M 33 нь Sс юм. Манай Галактик нь Sbc төрлийн байж болно - завсрын спираль. Sc нь Sb-ээс хамаагүй бага цөмтэй байдаг. Гэвч Са-гийн хувьд Хабблын бодлоос ялгаатай нь тэд өөр юм.

Хатуу бус биетийн эргэлтийн үед спираль галактикууд оршин тогтнохыг онолын хувьд тайлбарлах олон оролдлогын дараа 60-аад онд Лин, Шу нарын үндэс суурийг тавьсан онол маш их алдартай болсон.

Галактикууд гэрэлтэлтээр хэрхэн тархдаг тухай мэдлэг нь ихээхэн сонирхол татдаг бөгөөд энэ нь тэдгээрийн массын тархалтыг тодорхой хэмжээгээр илэрхийлдэг, учир нь тэдгээрт багтсан оддын ижил найрлагатай масс нь гэрэлтэх чадвартай пропорциональ байдаг. Энэ байрлал нь ижил төрлийн галактикуудад, ялангуяа зууван хэлбэртэй галактикуудад илүү зөвтгөгддөг бөгөөд тэдгээр нь бүтэц, өнгөний хувьд тийм ч их ялгаагүй байдаг. Гэхдээ эхлээд тэд бүх төрлийн галактикуудын ерөнхий дүр зургийг хамтдаа гаргахыг оролдсон бөгөөд дараа нь үнэмлэхүй хэмжээтэй одой галактикууд юм шиг санагдсан. M = - 16 (м-ийн хүчээр) ба түүнээс бага нь хангалтгүй. Гэвч дараа нь тэд манай Галактикийн ойролцоо маш бүдэг, жижиг галактикуудыг илрүүлсэн.

E ба S0 төрлийн галактикуудын орон зайн бүтцийг тэдгээрийн гадаргуугийн тод байдлын нарийвчлалын фотометрийн үр дүнгээс радиусын функцээр орон зайн нягтыг тооцоолох замаар мэдэж болно. Үзэгдэх радиусын дагуух цэгүүдэд хэмжигдэх тод байдал нь бидний харааны шугам дээр байрлах бүх оддын цацраг туяагаар үүсдэг - бөмбөрцгийн хөвч дээр. Төвийн тэгш хэм байгаа тохиолдолд та проекц дахь тод байдлаас эзлэхүүний тод байдал руу шилжиж болно.

Метагалактикийн бүтэц, кластерууд.

Бие даасан галактикууд нь ихэвчлэн хос хос системд нэгтгэгддэг эсвэл нэг том галактик, нэг эсвэл бүр хэд хэдэн хиймэл дагуулаас бүрддэг бөгөөд гэрэлтэлт, хэмжээ, масс багатай байдаг.

Мөн галактикийн хэд хэдэн бүлгийг харж болно. Тэдний зарим нь, ихэнхдээ гишүүдийн нэг хэсэг нь зөвхөн ойр эсвэл хол байрлах галактикуудын санамсаргүй төсөөлөл юм. Бие биетэйгээ бие биетэйгээ холбоотой хамгийн ойрын хос, бүлгүүд нь харилцан үйлчлэгч системүүд - үүр ба гинж системүүд юм.

Эцэст нь зуу, олон мянган галактикийн бөөгнөрөлийн төв рүү чиглэсэн ядуу, тархай бутархай, баян галактикуудын бөөгнөрөл байдаг.

Метагалактикийн "барилгын блок" болох дээд эрэмбийн нэгж болох систем болох галактикуудын бөөгнөрөлүүдийг илрүүлэхийн тулд маш их хүчин чармайлт гаргаж байна. Тэдний жинхэнэ оршин тогтнох нь хараахан нотлогдоогүй байна

Бөөгнөрөл нь зууван Е ба лентикуляр S0 галактикууд хүчтэй давамгайлдаг бөгөөд тэдгээрийн хоорондох ерөнхий талбарт олон тооны спираль байдаг.

Давхар галактикууд.Шведийн Холмберг 8007 орчим тооны давхар ба олон галактикийн каталогийг эмхэтгэсэн боловч харамсалтай нь орчин үеийн шаардлагад нийцэхгүй байна. Ямар ч байсан таталцлын нөлөөгөөр давхар галактикууд үүсдэг гэсэн Холмбергийн таамаглалыг орхих ёстой. Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу галактикуудын хос, бүлэг, бөөгнөрөл нь үүсэх эхний үе шатанд үүссэн.

И.Д.Караченцев тусгаарлагдсан галактикийн тухай ойлголтыг танилцуулж, тэдгээрийн хоорондох харагдах зай нь хамгийн ойрын галактик хүртэлх зайнаас тав ба түүнээс дээш дахин бага бөгөөд 603 хос каталогийг эмхэтгэсэн.

Ийм галактикуудын аль ч каталогид биднээс бүрэлдэхүүн хэсэг хүртэлх зайны тухай мэдээлэл байдаггүй тул тэдгээрийн бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн бие биетэйгээ бодитой ойрхон байгаа эсэхэд итгэх итгэл байдаггүй гэдгийг тэмдэглэх нь зүйтэй. Тиймээс I. D. Karachentsev болон бусад одон орон судлаачид бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн улаан шилжилтийг тодорхойлохын тулд шаргуу ажилласан. Тэдгээрээс тэд системийн масс болон тэдгээрийн массын гэрэлтэлтийн харьцааг тооцоолоход тусалдаг бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн хурдны ялгааг олж авдаг.

Хос галактикийн масс нь тэдгээрийн хурдны зөрүү (хөдөлгөөнийг тойрог зам гэж үзвэл) ба бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн хоорондох зайтай пропорциональ байна. Гэхдээ бид тойрог замын харааны шугамын налуу, бүрэлдэхүүн хэсгүүдийг холбосон шугамын уртыг мэдэхгүй тул тэдгээрийн дундаж, хамгийн их магадлалтай утгыг ашигладаг. Олон хосын хурдыг олж авсан АНУ-ын Пэйж энэ аргаар тодорхойлсон масс нь галактикуудын эргэлт эсвэл тэдгээрийн доторх хурдны тархалтыг судлах явцад олж болох массаас их хэмжээний дараалал болохыг харуулсан. Тусгай астрофизикийн ажиглалтын төвд 6 метрийн телескопоор хурдыг илүү нарийвчлалтай хэмжсэнээр массыг тодорхойлоход энэ ялгаа арилдаг. "Тусгаарлагдсан хосуудын" тал хувь нь харилцан үйлчлэлцдэг галактикуудаас бүрддэг. Уайтын хэлснээр, хос хосоороо эргэх ердийн хугацаа нь 200 10 6 жил бөгөөд тэдгээрийн хоорондох ердийн зай нь ойролцоогоор 40 кпк юм. Бүх галактикийн 15 хүртэлх хувь нь хос хосоороо олддог боловч санамсаргүй проекцын улмаас оптик хосуудын хувийг тодорхойлоход хэцүү хэвээр байна. I.D-ийн хийсэн туршилтууд. Караченцев, А.Л.Щербановский нар компьютер ашиглан оптик хосуудын ердөө 10 орчим хувь нь байгааг харуулсан боловч энэ тоо нь хоёрдмол байдлын тухай ойлголтыг тодорхойлох нөхцлөөс хамаарна.

Бүлгүүд.Холмберг талбайгаас гурвалсан болон олон тооны галактикуудыг тусгаарласан. Та тэдгээрийг хэрхэн тодорхойлж байгаагаас үл хамааран объектын тоо улам бүр олон талт руу шилжихэд хурдан буурдаг. Нөгөө талаас галактикийн бүлгүүд ялгагдана; жишээ нь, Vaucouleurs 54 бүлэг, тэдгээрийн гишүүдийн жагсаалтыг өгсөн. Гэхдээ эдгээр маш өргөн хүрээтэй бүлгүүдэд хэдэн арван гишүүн багтдаг бөгөөд магадгүй ядуу кластерууд болж хувирдаг, ядуу кластерууд нь хэдэн зуу, магадгүй хэдэн арван мянган гишүүдээс бүрдсэн баян болж хувирдаг. Бараг ямар ч бүлэг, тэр ч байтугай жижиг бүлгийн хувьд гишүүн бүрийн радиаль хурдны тухай мэдээлэл байдаггүй. Цөөн хэдэн өгөгдлөөс бид вирусын теоремыг ашигласнаар бүлгийн тогтворгүй байдлыг илтгэх эерэг энергийг олж авна гэж дүгнэж болно. В.А.Амбарцумян үүнийг ийм бүлгүүдийн залуучуудын шинж тэмдэг гэж тайлбарлаж, тэднийг залуу гэж үздэг.

Бусад одон орон судлаачид түүнтэй санал нийлэхгүй байгаа бөгөөд бүх бүлгүүд тогтвортой байх ёстой гэж үздэг бөгөөд энэ нь өгөгдсөн хурдаар гишүүдэд илүү их масс шаарддаг; Тийм ч учраас тэд "далд масс" гэж ярьдаг. Vaucouleurs бүлгүүд нь тодорхойгүй хэмжээгээр зөвхөн бүлэг рүү чиглэсэн галактикуудыг агуулдаг. Я.Е.Эйнасто аварга галактикууд асар том галактиктай (М 87 гэх мэт) бөгөөд тэдгээр нь “далд масс”-ыг төлөөлдөг гэж үздэг. Гэсэн хэдий ч системд олон гишүүн байх тусам "далд масс" их байх ёстой, тиймээс титмийн хувь нэмэр бүрэн хангалтгүй байх боловч одон орон судлаачид титмийн тархалт, ерөнхийдөө бүлгүүдийн тогтвортой байдлын асуудалд итгэдэггүй. мөн "далд масс" байгаа эсэх нь одоог хүртэл шийдэгдээгүй байна.

Хамгийн маргаангүй, хамгийн сонирхолтой бүлгүүд бол харилцан үйлчлэлцдэг галактикуудын үүр юм; Сүүлийнхүүдийн дунд хамгийн бага нягт нь таван галактикийн Стефан Квинтет юм. Гэхдээ энэ нь VV 172 болон бусад гинжин хэлхээний нэгэн адил хэвийн бус улаан шилжилттэй гишүүнийг агуулдаг. Арп ийм бүлгүүдийг том галактикуудаас хөөж гаргадаг гэж үздэг.

Галактикуудын бөөгнөрөл.Бидэнд хамгийн ойр байдаг галактикуудын бөөгнөрөл нь хий, тоос агуулсан олон том, тод спираль бүхий үүл бөгөөд биднээс 12 Mpc зайд оршдог бөгөөд Охины ордонд байрладаг. Ойролцоох ижил төстэй үүл нь Урса Мажорт байрладаг. Тэд тус бүр нь хэдэн зуун галактикийг агуулдаг. Гэхдээ хамгийн сонирхолтой зүйл бол галактикуудын бөмбөрцөг хэлбэрийн баялаг бөөгнөрөл бөгөөд тэдгээрийн төв рүү төвлөрдөг. Биднээс 70 Mpc зайд орших Кома Береницэд хамгийн ойрхон нь хий байхгүй эсвэл бага зэрэг зууван хэлбэртэй E ба линз хэлбэртэй S0 галактикуудыг агуулдаг. Ийм "зөв" төрлийн бөөгнөрөл дэх галактикуудын тоог зөвхөн тодорхой харагдах одны хэмжээ хүртэл тогтоодог. Ердийн кластеруудын хамгийн тод гишүүд нь аварга том галактикууд бөгөөд эдгээр утгын тогтмол байдлыг техникийн шалтгаанаар улаан шилжилтийг тодорхойлох боломжгүй маш алс холын кластер хүртэлх зайг тооцоолоход ашигладаг. Zwicky хамгийн багадаа 50 харагдахуйц гишүүнтэй кластеруудыг бүртгэсэн. Бидэнд хамгийн ойр байдаг том, төвлөрсөн кластерууд нь 10,000 гаруй гишүүдтэй. Олон тооны гишүүдтэй кластерт гишүүдийн улаан ээлжийн гишүүнчлэлийг бий болгох нь туйлын хэцүү байдаг. Кластерын гишүүдийн тооцоог төвөөс алслагдсанаас хамааруулан кластер галактикуудын нягтралаас ойролцоох арын галактикуудын нягтыг хасч тооцдог. Иймээс баялаг ердийн кластеруудад тухайн талбай дээрх тооны нягтын өөрчлөлт нь төвөөс хол зайд хамаарах изотермаль хийн бөмбөлөг дэх хэсгүүдийн тооны өөрчлөлттэй төстэй байдаг нь тогтоогдсон.

Илүү өргөн хүрээг хамарсан Л.С.Шаров галактикийн бөөгнөрөлд нягт цөм, өргөн хүрээтэй титэм байгааг харуулсан; Нэмж дурдахад зарим төрлийн галактикуудын тусгаарлалт ажиглагдаж байна, жишээлбэл, төв рүү илүү төвлөрсөн галактикууд. Хамгийн олон тооны улаан шилжилтийг (50 орчим) Кома кластерт хэмжсэн. Ийм тохиолдолд массыг гишүүдийн хурдны тархалтаар тооцоолж болно; Үүнийг мөн бөөгнөрөл дэх галактикуудын гэрэлтүүлгийн функцээр тооцоолж, үүнийг хэвийн болгож, зууван галактикийн гэрэлтэлт ба массын хоорондын хамаарлыг мэдэж болно. Баян кластеруудын масс нь 10 14 нарны масс (ба түүнээс дээш) юм.

Гэнэтийн авсаархан кластерийг Р.К.Шахбазян нээсэн. Энэ нь хэдэн арван авсаархан галактикуудаас бүрдэх нь тодорхой болсон. Энэ хүртэлх зай нь 700 Me, хэмжээ нь ердөө 350X180 kps юм. Түүний доторх радиаль хурдны тархалт нь тайлагдашгүй бага юм: 62 км / с. Дараа нь Шахбазян, Петросян нар Бюраканд өөр олон арван ижил төстэй бөөгнөрөл илрүүлсэн боловч хараахан судлагдаагүй байна.

Багц дахь одой гишүүдийг, тухайлбал, Зуух, Барималч зэрэг тархай бутархай бөмбөрцөг галактикуудыг тодорхойлох нь маш хэцүү байдаг, учир нь сүүлийнх нь гадаргуугийн гэрэл гэгээ багатай тул харагдахуйц муу, бусад нь алс холын арын галактикуудаас ялгахад хэцүү байдаг. Ийм Уран барималч төрлийн галактикуудын каталогийг эмхэтгэж судалсан. . E. Караченцова.

Урт хугацааны хайлтууд нь цөөхөн хэдэн кластерууд нь одой галактикуудаас үүссэн байж магадгүй маш сул ерөнхий гэрэлтдэг гэсэн дүгнэлтэд хүргэсэн. Нөгөөтэйгүүр, тэдгээр нь бага хэмжээний тоос агуулдаг бөгөөд энэ нь гэрлийг мэдэгдэхүйц шингээдэг.

Кластерт төвийг сахисан устөрөгч илрээгүй боловч B.V-ийн таамаглалын дагуу байгаа зүйлээс радио ялгаруулалт гарч байна. Аварга кластерийн гишүүдийн титэм дэх халуун хийн комберг. Мөн кластеруудаас рентген цацраг илэрсэн, ялангуяа Персейн бөөгнөрөл дэх NGC 1275 радио галактикаас хүчтэй ялгардаг. Абелл Паломар тэнгэрийн атлас дээрээс 2712 маш баян кластер олсон бөгөөд Звики ижил материалыг ашиглан дор хаяж 50 гишүүнтэй хэдэн арван мянган кластеруудыг тодорхойлж, тоймлон гаргаж, тэдгээрийг товч ангилжээ.

Энэ өгөгдөл нь супер кластер гэх мэт кластеруудын кластеруудыг илрүүлэх асар олон тооны оролдлогуудыг мэдээлдэг. Зарим зохиогчид тэдгээрийг олж хардаггүй, зарим нь тэдгээрийг олсон гэж үздэг бол зарим нь энэ ойлголтын тодорхойлолтууд өөр өөр байдаг гэж үздэг. Хэт бөөгнөрөл олдсон гэж үзэж байгаа хүмүүс бүрэлдэхүүнд нь зөвхөн 3-4 бөөгнөрөл олддог бөгөөд үүнийг зөвхөн олон галактик гэж нэрлэх ёстой бол хамгийн багадаа хэдэн арван од агуулсан системүүд бөөгнөрөлийн зэрэглэлд багтдаг. Тиймээс, кластеруудын кластерууд байж болох ч хараахан олдоогүй гэж зохиогч үзэж байна. Түүний санааг урьд өмнө ийм супер кластеруудыг тодорхойлсон Абелл хуваалцаж байгаа бололтой. Эдгээр хайлтанд ашигласан статистик аргууд нь кластерын тоймыг өгөхийн тулд Zwicky каталогид найдах ёстой. Энгийн кластеруудын хил хязгаарыг маш найдваргүй байдлаар тодорхойлдог. Б.И.Фесенко ийм ажилд манай Галактик дахь гэрлийн галактик хоорондын шингээлтийн бөөгнөрөл шинж чанарын үл тоомсорлож буй нөлөөгөөр хүчтэй гажуудал үүсдэг гэж үздэг. Мөн тэрээр Vaucouleurs-ийн хэлсэн үгэнд эргэлзэж байгаа бололтой, үүлс болон бөөгнөрөлүүдийн бүлгүүд бидэнд хамгийн ойр (5 Mpc-ээс илүү) нь Охины ордонд төвлөрсөн хавтгайрсан супер бөөгнөрөл үүсгэдэг.

Галактикуудын хожуу хувьслын зарим онцгой тохиолдлууд

Сүүлийн жилүүдэд спираль болон эллипс галактикуудын тод (төв) мужуудын ажиглагдсан интеграл спектрт тохирох галактикуудын оддын найрлагын загварыг бий болгохыг олон оролдлого хийсэн. (Галактикуудын бүдэгхэн гэрэлтдэг боловч өргөн хүрээтэй хэсэг, диск болон спираль гаруудын сайн спектрограммыг олж авах хараахан болоогүй байна.) Загвар нь янз бүрийн спектр, гэрэлтэх оддын ийм хольцыг сонгох ёстой бөгөөд тэдгээрийн тооны харьцааг харгалзан үзвэл: энэ нь ажиглагдсантай төстэй спектрийг өгдөг. Галактикийн эдгээр мужид нарны ойролцоох одноос илүү улаан одой байх ёстой нь харагдаж байна. Эдгээр загварууд нь бүрэн төгс болоогүй байна. Тиймээс янз бүрийн оддын хувьслын янз бүрийн үе шатуудын онолын тоон өгөгдөл зөв байсан ч галактикуудын нийт оддын найрлагын хувьслын тооцоог одоог хүртэл итгэлтэйгээр шалгах боломжгүй байна. В.А.Амбарцумян галактикийн жижиг бүлгүүд, бөөгнөрөлүүдийн илэрхий тогтворгүй байдлыг цөмийн идэвхжилтэй харьцуулж үзээд одны өмнөх материйн хуваагдал, түүнийг оддын холбоо, галактикуудын бүлэгт сарних систем болгон хувиргах магадлалын тухай санааг гаргажээ. . Тэрээр материйн конденсацын оронд ийм тархалт орчин үеийн эрин үед тохиолддог гэж үздэг.

Илүү нийтлэг санаа бол сарнисан бодисыг од болгон конденсацлах явдал бөгөөд энэ нь Гершелийн таамаглалаас үүдэлтэй юм. Сүүлийн жилүүдэд энэ таамаглал нь хийн дундуур шахалтын цохилтын долгион шилжих үед од үүсэх онол болж хөгжсөн. Манай эриний од үүсэх нь хөдөлгөөн, тоос шороонд хүйтэн хийг шахах бүсэд залуу халуун одод байгаатай холбоотой юм. Гэхдээ галактикийн системүүд нь Метагалактикийн хувьслын маш урт эрин үед хамаарах бөгөөд галактикийн бүх бүлэг, тэдгээрийн дагуулууд эрт дээр үеэс үүссэн гэж үздэг.

Үүний эсрэгээр, галактикуудын харилцан үйлчлэлийн судалгаа нь энэ тоймыг зохиогчийг заримдаа хавтгай галактикийн захад, ялангуяа спираль салааны төгсгөлд тодорхой хэмжээгээр тусгаарлагдсан масс ба гэрэлтүүлгийн концентраци гарч ирдэг гэсэн итгэл үнэмшилд хүргэсэн. спираль салаанаас болон спираль галактикийн нэг хэсэг байхаас болж түүний дагуул болж хувирдаг. Тэдний масс нь жижиг H I I бүсийн массаас эхлээд эх галактикийн масстай харьцуулах боломжтой масс хүртэл, жишээлбэл, алдартай M51 системд байдаг. Түрлэгийн онол нь спираль мөчрүүд үүссэнийг урьд өмнө байсан хиймэл дагуулын түрлэгтэй холбон тайлбарлахад бэлэн байдаг боловч ихэнх ийм хиймэл дагуулууд нь маш бага масстай тул шаардлагатай хүчтэй түрлэгийн хүчийг бий болгож чадахгүй. Хэт хуваагдал нь үүр болон галактикийн гинжин хэлхээнд хоёуланд нь тохиолддог бөгөөд энэ нь тогтворгүй байх ёстой. түүнийхэлбэрүүд. 1980 он гэхэд судлагдсан тохиолдлуудад бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн дотоод хурд нь гайхалтай бага байсан.

НОМ ЗҮЙ

2. Воронцов-Веляминов Б.А., 1978 он - Галактикийн бус одон орон судлал,

2 дахьред. - М .: Наука.

3. Галактик ба оддын үүсэл, хувьсал / Ред. С.Б. Пикелнер. - М.: Наука, 1976.

4. Орчин үеийн космогонизмын асуудлууд / Ред. В.А.Аябарцумян.-М.: Наука, 1969.

5. Бурбидж Ж., Бурбидж М., 1969 он - Квазарууд. - М.: Мир.

6. Оддын системийн бүтэц/Ред. П.Н.Холойова.-М.: IL, 1962.

7. Зельдович Л.Б., Новиков И.Д., 1967 он - Харьцангуй астрофизик. - М.: Шинжлэх ухаан.

8. Од ба одны систем./Доор. ed. Д.Я. Мартынова.-М.: 1981 он

9. Волынский Б.А., Одон орон.-М.: 1971

Сэдэв: Оддын физик шинж чанар .

Хичээлийн үеэр :

I. Шинэ материал

Спектр дэх өнгөний хуваарилалт=K O J Z G S F = Жишээлбэл, та текстээс санаж болно:Хотын хонхчин Жак нэг удаа дэнлүүг хэрхэн хугалсан бэ?

Исаак Ньютон (1643-1727) 1665 онд тэрээр гэрлийг спектр болгон задалж, мөн чанарыг нь тайлбарлав.
Уильям Волластон 1802 онд тэрээр нарны спектр дэх бараан зураасыг ажиглаж, 1814 онд тэдгээрийг бие даан олж, нарийвчлан дүрсэлсэн байдаг.Жозеф фон Фраунхофер (1787-1826, Герман) (тэдгээрийг Фраунхоферын шугам гэж нэрлэдэг) нарны спектрийн 754 шугам. 1814 онд тэрээр спектрийг ажиглах төхөөрөмж - спектроскоп бүтээжээ.

1959 онд Г.КИРХХОФ , хамтран ажиллаж байнаР.БУНСЕН 1854 оноос хойш спектрийн шинжилгээг нээсэн , спектрийг тасралтгүй гэж нэрлэж, астрофизик үүсэх үндэс болсон спектрийн шинжилгээний хуулиудыг томъёолсон.
1. Халаасан хатуу бодис тасралтгүй спектрийг өгдөг.
2. Халуун хий нь ялгаруулалтын спектрийг үүсгэдэг.
3. Илүү халуун эх үүсвэрийн өмнө байрлуулсан хий нь харанхуй шингээх шугам үүсгэдэг.
В.ХЕГГИНС спектрограф ашигласан анхны хүн оддын спектроскопийг эхлүүлсэн . 1863 онд тэрээр нар болон оддын спектрүүд нийтлэг зүйлтэй бөгөөд тэдгээрийн ажиглагдсан цацраг нь халуун бодисоор ялгарч, илүү хүйтэн шингээгч хийн давхаргуудаар дамждаг болохыг харуулсан.

Оддын спектр нь оддын бүх хэв маягийн тайлбар бүхий паспорт юм. Одны спектрээс та түүний гэрэлтэлт, од хүртэлх зай, температур, хэмжээ, агаар мандлын химийн найрлага, тэнхлэгийг тойрон эргэх хурд, нийтлэг хүндийн төвийн эргэн тойрон дахь хөдөлгөөний онцлогийг олж мэдэх боломжтой.

2. Оддын өнгө

ӨНГӨ гэдэг нь туссан эсвэл ялгарах цацрагийн спектрийн найрлагад нийцүүлэн тодорхой харааны мэдрэмжийг бий болгох гэрлийн шинж чанар юм. Янз бүрийн долгионы урттай гэрэл янз бүрийн өнгөний мэдрэмжийг өдөөдөг:

380-аас 470 нм хүртэл ягаан, цэнхэр өнгөтэй;
470-аас 500 нм хүртэл - хөх-ногоон,
500-аас 560 нм хүртэл - ногоон,

560-аас 590 нм хүртэл - шар-улбар шар,
590-аас 760 нм хүртэл - улаан.

Гэсэн хэдий ч нарийн төвөгтэй цацрагийн өнгө нь түүний спектрийн найрлагаар тодорхойлогддоггүй.
Нүд нь хамгийн их энерги агуулсан долгионы уртад мэдрэмтгий байдагλ дүүжин =б/Т (Дарсны хууль, 1896).

20-р зууны эхэн үед (1903-1907)Эйнар Герцспрунг (1873-1967, Дани) олон зуун тод оддын өнгийг анх тодорхойлсон.

3. Оддын температур

Өнгө ба спектрийн ангилалтай шууд холбоотой. Оддын температурыг хэмжих анхны хэмжилтийг 1909 онд Германы одон орон судлаач хийжээ.Ю.Шейнер . Температурыг Виений хуулийг ашиглан спектрээс тодорхойлно [λ хамгийн их . T=b, b=0.2897*10 7 Å . TO - Веена тогтмол]. Ихэнх оддын гадаргуугийн харагдах температур нь2500 К-аас 50000 К хүртэл . Хэдийгээр, жишээлбэл, саяхан нээгдсэн одHD 93129A Puppis одны гадаргын температур 220,000 К! Хамгийн хүйтэн -Анар од (м Cepheus) ба Мира (o Хятад) 2300К температуртай, мөнe Аурига А - 1600к.

4.

1862 онд Анжело Секчи (1818-1878, Итали) оддын анхны спектрийн сонгодог ангиллыг өнгөөр ​​нь гаргаж, 4 төрлийг заана.Цагаан, шаргал, улаан, маш улаан

Харвардын спектрийн ангиллыг анх онд нэвтрүүлсэнГенри Дрэйперийн оддын спектрийн каталог (1884), удирдлаган дор бэлтгэсэнE. Пикеринг . Халуунаас хүйтэн од хүртэлх спектрийн үсгийн тэмдэглэгээ нь дараах байдалтай байна: O B A F G K M. Хоёр анги тус бүрийн хооронд 0-ээс 9 хүртэлх тоогоор тодорхойлогддог дэд ангиуд бий болсон. 1924 он гэхэд ангиллыг эцэслэн тогтоожээ.Кэнноныг залхааж байна .

ТУХАЙ

---

IN

---

А

---

Ф

---

Г

---

К

---

М

дунджаар 30000K

дундаж.15000K

дундаж.8500K

дундаж 6600K

дундаж.5500K

дундаж 4100K

дундаж.2800K

Спектрүүдийн дарааллыг нэр томъёогоор санаж болно: =Нэг сахлаа хуссан англи хүн огноог лууван шиг зажилдаг байв =

Нар нь G2V (V нь гэрэлтэх чадварын ангилал - өөрөөр хэлбэл дараалал). Энэ тоо 1953 оноос хойш нэмэгдсэн. | Хүснэгт 13 - оддын спектрийг тэнд зааж өгсөн болно.

5. Оддын химийн найрлага

Спектрээр тодорхойлогддог (спектр дэх Фраунгоферын шугамын эрч хүч) Оддын спектрийн олон янз байдлыг үндсэндээ тэдгээрийн өөр өөр температураар тайлбарладаг бөгөөд үүнээс гадна спектрийн төрөл нь фотосферийн даралт, нягтрал, оршихуйгаас хамаарна. соронзон орон ба химийн найрлагын шинж чанар. Одод гол төлөв устөрөгч, гели (массын 95-98%) болон бусад ионжсон атомуудаас бүрддэг бол хүйтэн одод агаар мандалдаа төвийг сахисан атомууд, бүр молекулуудтай байдаг.

6. Оддын гэрэлтэлт

Одууд нь бүх долгионы урт, тэдгээрийн гэрэлтэлтийн хүрээнд энерги ялгаруулдагL=σ T 4 4πR 2 - одны нийт цацрагийн хүч. Л  = 3.876*10 26 Вт/с. 1857 онд Норман Погсон Оксфордод томъёог тогтоодогЛ 1 /Л 2 =2,512 М 2 -М 1 . Одыг нартай харьцуулж үзвэл бид томъёог олж авнаL/L  =2,512 М  -М , хаанаас, логарифмыг авч үзвэл бид авдагlogL = 0.4 (М  -М) Оддын гэрэлтэлт нь ихэвчлэн байдаг 1.3. 10-5 л  .10 5 л  . Аварга том одод өндөр гэрэлтдэг, харин бага гэрэлтдэг од нь одой од юм. Нумын ордны цэнхэр аварга том од Гар буу нь хамгийн их гэрэлтдэг - 100,000,000 л.  ! Улаан одой Proxima Centauri-ийн гэрэлтэх чадвар нь ойролцоогоор 0.000055 л байна.  .

7. Оддын хэмжээ - Тэдгээрийг тодорхойлох хэд хэдэн арга байдаг:

1) Одны өнцгийн диаметрийг шууд хэмжих (тод ≥2.5м , ойролцоох одод, >50 хэмжсэн) Мишельсон интерферометр ашиглан. Орион-Бетелгейзийн өнцгийн α диаметрийг 1920 оны 12-р сарын 3-нд анх удаа хэмжсэн =Альберт Мишельсон Тэгээд Фрэнсис Пиз .
2) Оддын гэрэлтэлтээрL=4πR 2 σT 4 нартай харьцуулахад.
3) Сарны од хиртэх ажиглалт дээр үндэслэн од хүртэлх зайг мэдэж, өнцгийн хэмжээг тодорхойлдог.

Хэмжээний дагуу одод хуваагдана ( гарчиг: одой, аварга, супер аваргууд танилцуулавГенри Рассел 1913 онд, 1905 онд нээсэнЭйнар Герцспрунг , "цагаан одой" нэрийг танилцуулж байна), 1953 оноос хойш нэвтрүүлсэн дээр:

• • • Их аварга (I)

      Гэрэлт аварга (II)

      Аварга (III)

      Дэд аваргууд (IV)

      Одойн үндсэн дараалал (V)

      Дэд одойнууд (VI)

      Цагаан одойнууд (VII)

Оддын хэмжээ 10-аас олон янз байдаг 4 м-ээс 10 12 хүртэл м Анар од m Cepheus 1.6 тэрбум км диаметртэй; Улаан супер аварга e Auriga нь 2700R хэмжээтэй  - 5.7 тэрбум км! Leuthen болон Wolf-475 од нь дэлхийгээс жижиг, нейтрон одууд нь 10-15 км хэмжээтэй байдаг.

8. Оддын масс - оддын хамгийн чухал шинж чанаруудын нэг нь түүний хувьслыг илтгэдэг, өөрөөр хэлбэл. одны амьдралын замыг тодорхойлдог.

Тодорхойлох аргууд:

1. Астрофизикчийн тогтоосон масс-гэрэлтэлтийн хамааралА.С. Эддингтон (1882-1942, Англи). L≈m 3,9

2. Од биетийн хувьд давхар бол 3 боловсронгуй Кеплерийн хуулийг ашиглах (§26)

Онолын хувьд оддын масс нь 0.005M юм  (Кумар хязгаар 0.08M  )  , мөн тэдгээрт агуулагдах бодисын тоо хэмжээ болон нийт фракцын хувьд хүндээс хамаагүй бага масстай одууд байдаг (М  =1.9891×10 30 кг (333434 Дэлхийн масс)≈2. 10 30 кг).

Нарийн хэмжсэн масстай хамгийн хөнгөн оддыг хоёртын системд олдог. Ross 614 системд бүрэлдэхүүн хэсгүүд нь 0.11 ба 0.07 М масстай байдаг.  . Wolf 424 системд бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн масс нь 0.059 ба 0.051 М байна.  . Мөн LHS 1047 од нь ердөө 0.055 М жинтэй бага жинтэй хамтрагчтай.  .

0.04 - 0.02 М масстай "бор одой" олдсон  .

9. Оддын нягтрал - байрладаг ρ=M/V=M/(4/3πR 3 )

Хэдийгээр оддын масс нь хэмжээнээсээ бага тархалттай боловч нягтрал нь ихээхэн ялгаатай байдаг. Од том байх тусам нягтрал бага байна. Супер аварга биетүүдийн хамгийн бага нягт: Антарес (α Scorpii) ρ=6.4*10-5 кг/м 3 , Betelgeuse (α Orion) ρ=3.9*10-5 кг/м 3 .Цагаан одойнууд маш өндөр нягттай: Сириус В ρ=1,78*10 8 кг/м 3 . Харин нейтрон оддын дундаж нягт үүнээс ч өндөр байна. Оддын дундаж нягт нь 10-аас ялгаатай байдаг-6 г/см 3-аас 10 14 г/см 3 - 10 20 удаа!

.

II. Материалыг засах:

1. Асуудал 1 : Castor Luminosity (А Gemini) нь нарнаас 25 дахин их гэрэлтдэг бөгөөд температур нь 10400K юм. Кастор нарнаас хэд дахин том вэ?
2. Асуудал 2 : Улаан аварга нарнаас 300 дахин том, массаас 30 дахин том. Түүний дундаж нягтрал хэд вэ?
3. Оддын ангиллын хүснэгтийг (доор) ашиглан одны хэмжээ нэмэгдэхийн хэрээр түүний параметрүүд хэрхэн өөрчлөгдөж байгааг тэмдэглэ: масс, нягт, гэрэлтэлт, амьдрах хугацаа, Галактик дахь оддын тоо.

Гэртээ:§24, асуултууд 139-р хуудас. 152 (х. 7-12), оддын нэг шинж чанарын талаар илтгэл тавьж байна.

Мэдлэгийн санд сайн ажлаа илгээх нь энгийн зүйл юм. Доорх маягтыг ашиглана уу

Мэдлэгийн баазыг суралцаж, ажилдаа ашигладаг оюутнууд, аспирантууд, залуу эрдэмтэд танд маш их талархах болно.

http://www.allbest.ru/ сайтад нийтлэгдсэн.

Туршилт

сэдвээр: "Оддын мөн чанар"

бүлгийн оюутан

Матаев Борис Николаевич

Тюмень 2010 он

Оддын мөн чанар

“Одноос энгийн зүйл байхгүй” (А. Эддингтон, 1926)

Энэ сэдвийн үндэс нь астрофизик (нарны физик, гелиобиологи, оддын физик, онолын астрофизик), селестиел механик, сансар судлал, сансар судлалын талаархи мэдээлэл юм.

Оршил

Бүлэг 1. Одод. Оддын төрлүүд.

1.1 Энгийн од

1.2 Аварга ба одойнууд

1.3 Оддын амьдралын мөчлөг

1.4 Пульстай хувьсах од

1.5 Тогтмол бус хувьсах од

1.6 Галт од

1.7 давхар од

1.8 Хос одны нээлт

1.9 Хоёртын оддыг хаах

1.10 Од халиж байна

1.11 Нейтрон одод

1.12 Хавчны мананцар

1.13 Суперновагийн нэр

Бүлэг 2. Оддын физик шинж чанар.

2.1 Оддын өнгө ба температур

2.2 Оддын спектр ба химийн найрлага

2.3 Оддын гэрэлтүүлэг

2.4 Оддын радиус

2.5 Оддын масс

2.6 Оддын дундаж нягт

Дүгнэлт

Ашигласан эх сурвалжуудын жагсаалт

Тайлбар толь

Оршил

Орчин үеийн одон орон судлалын үүднээс одод нартай төстэй огторгуйн биетүүд юм. Тэдгээр нь биднээс асар их зайд оршдог тул бид шөнийн тэнгэрт харагдах жижиг цэгүүд гэж ойлгодог. Одууд гэрэл гэгээ, хэмжээгээрээ ялгаатай байдаг. Тэдгээрийн зарим нь манай нартай ижил хэмжээтэй, тод гэрэлтэй байдаг бол зарим нь эдгээр параметрүүдээс эрс ялгаатай байдаг. Оддын материйн дотоод үйл явцын нарийн төвөгтэй онол байдаг бөгөөд одон орон судлаачид үүнийг ашиглан оддын үүсэл, түүх, үхлийг нарийвчлан тайлбарлах боломжтой гэж мэдэгджээ.

Бүлэг 1. Одод. Оддын төрлүүд

3 од нь шинэ төрсөн, залуу, дунд, хөгшин. Шинэ одод байнга бий болж, хуучин одууд байнга үхэж байдаг.

Хамгийн залуу нь Т Tauri од гэж нэрлэгддэг (Үхрийн ордны нэг одны нэрээр) нартай төстэй боловч түүнээс хамаагүй залуу. Үнэн хэрэгтээ тэдгээр нь бүрэлдэх шатандаа байгаа бөгөөд эх оддын (анхдагч од) жишээ юм.

Эдгээр нь хувьсах одууд бөгөөд тэдгээрийн гэрэлтэлт нь тогтмол оршин тогтнох горимд хараахан хүрээгүй тул өөрчлөгддөг. Олон T Tauri оддын эргэн тойронд материалын эргэдэг диск байдаг; Ийм одноос хүчтэй салхи урсдаг. Таталцлын нөлөөгөөр эх од дээр унасан бодисын энерги дулаан болж хувирдаг. Үүний үр дүнд эх одны доторх температур байнга нэмэгдэж байна. Төв хэсэг нь маш халуун болж, цөмийн нэгдэл эхлэхэд эх од нь ердийн од болж хувирдаг. Цөмийн урвал эхэлмэгц од нь маш удаан оршин тогтнох эрчим хүчний эх үүсвэртэй болно. Хэр удаан үргэлжлэх нь үйл явцын эхэн үеийн одны хэмжээнээс хамаарна, гэхдээ манай нартай тэнцэх хэмжээний од 10 тэрбум жилийн турш амьдрах хангалттай түлштэй байх болно.

Гэсэн хэдий ч Нарнаас хамаагүй том одод хэдхэн сая жил амьдардаг; Учир нь тэд цөмийн түлшээ илүү хурдан шахдаг.

1.1 Энгийн од

Бүх одод манай Нартай үндсэндээ төстэй: тэдгээр нь маш халуун гялалзсан хийн асар том бөмбөлөг бөгөөд тэдгээрийн гүнд цөмийн энерги үүсдэг. Гэхдээ бүх одод нартай яг адилхан байдаггүй. Хамгийн тод ялгаа нь өнгө юм. Шар биш, улаавтар эсвэл хөхөвтөр одууд байдаг.

Нэмж дурдахад одод тод, гялалзсан байдлаараа ялгаатай байдаг. Од тэнгэрт хэр тод харагдах нь түүний жинхэнэ гэрэлтэх чадвараас гадна түүнийг биднээс тусгаарлах зайнаас хамаарна. Холын зайг харгалзан үзэхэд оддын тод байдал нь нарны арван мянганы нэгээс Е сая гаруй нарны гэрэл хүртэл янз бүр байдаг. Оддын дийлэнх нь энэ масштабын бүдэгхэн төгсгөлд ойрхон байрладаг бололтой. Олон талаараа ердийн од болох нар бусад оддоос хамаагүй илүү гэрэлтдэг. Маш цөөн тооны угаасаа бүдэгхэн оддыг энгийн нүдээр харж болно. Манай тэнгэрийн оддын дунд хамгийн их гэрэлтдэг ер бусын оддын "дохионы гэрлүүд" гол анхаарлаа хандуулдаг. ертөнцийн оддын хувьсал

Одод яагаад гэрэлтэхдээ маш их ялгаатай байдаг вэ? Энэ нь одны массаас хамаардаггүй нь харагдаж байна.

Тухайн одонд агуулагдах бодисын хэмжээ нь түүний өнгө, тод байдал, мөн цаг хугацааны явцад тод байдал хэрхэн өөрчлөгдөхийг тодорхойлдог. Од болоход шаардагдах хамгийн бага масс нь нарны массын арван хоёрны нэг орчим байна.

1.2 Аварга ба одойнууд

Хамгийн том одод нь хамгийн халуун, хамгийн тод нь юм. Тэд цагаан эсвэл хөхөвтөр харагдаж байна. Асар том хэмжээтэй хэдий ч эдгээр одод асар их хэмжээний эрчим хүч үйлдвэрлэдэг тул цөмийн түлшний бүх нөөц хэдхэн сая жилийн дотор шатаж дуусдаг.

Үүний эсрэгээр, бага масстай одод үргэлж бүдэг, өнгө нь улаавтар байдаг. Тэд олон тэрбум жилийн турш оршин тогтнох боломжтой.

Гэсэн хэдий ч манай тэнгэрт маш тод оддын дунд улаан, улбар шар өнгөтэй байдаг. Үүнд: Үхрийн ордны бухын нүд болох Альдебаран, Хилэнцийн ордны Антарес зэрэг орно. Бага зэргийн гэрэлтдэг гадаргуутай эдгээр сэрүүн одод Сириус, Вега зэрэг цагаан халуун ододтой хэрхэн өрсөлдөж чадах вэ? Хариулт нь эдгээр одод асар том хэмжээтэй болж, одоо ердийн улаан одноос хамаагүй том болсон байна. Ийм учраас тэднийг аварга, тэр ч байтугай супер аварга гэж нэрлэдэг.

Гадаргуугийн талбай нь асар том тул аварга биетүүд гадаргуугийн температур нь хамаагүй бага байдаг ч нар шиг ердийн одноос хэмжээлшгүй их энерги ялгаруулдаг. Улаан аварга том биетийн диаметр, жишээлбэл, Орион дахь Бетелгейз нь нарны диаметрээс хэдэн зуу дахин их байдаг. Үүний эсрэгээр ердийн улаан одны хэмжээ нь нарны аравны нэгээс илүүгүй хэмжээтэй байдаг. Аваргуудаас ялгаатай нь тэднийг "одой" гэж нэрлэдэг.

Одууд амьдралынхаа янз бүрийн үе шатанд аварга, одой болж хувирдаг бөгөөд аварга биет нь "хөгшин насанд" одой болж хувирдаг.

1.3 Оддын амьдралын мөчлөг

Нар гэх мэт энгийн од нь цөмийн зууханд устөрөгчийг гелий болгон хувиргаснаар энерги ялгаруулдаг. Нар, одод тогтмол (зөв) байдлаар өөрчлөгддөг - тодорхой урт (хугацаа) хугацааны туршид тэдгээрийн графикийн хэсэг дахин дахин давтагддаг. Бусад одод урьдчилан таамаглах аргагүй байдлаар өөрчлөгддөг.

Тогтмол хувьсах оддод лугшилтын од ба давхар од орно. Одууд лугших буюу үүл ялгаруулдаг тул гэрлийн хэмжээ өөрчлөгддөг. Гэхдээ давхар (хоёртын) хувьсах оддын өөр нэг бүлэг байдаг.

Бид хоёртын оддын тод байдлын өөрчлөлтийг харахад хэд хэдэн боломжит үзэгдлүүдийн аль нэг нь тохиолдсон гэсэн үг юм. Хоёр од хоёулаа бидний харааны шугамд байж болно, учир нь тойрог замынхаа дагуу хөдөлж, бие биенийхээ урдуур шууд өнгөрч чаддаг. Ийм системийг хиртэх хоёртын од гэж нэрлэдэг. Энэ төрлийн хамгийн алдартай жишээ бол Персей одны Алгол од юм. Ойролцоох хосын хувьд материал нь нэг одноос нөгөө рүү гүйж, ихэвчлэн гайхалтай үр дагаварт хүргэдэг.

1.4 Пульстай хувьсах од

Хамгийн тогтмол хувьсах оддын зарим нь яг л хөгжмийн зэмсгийн чавхдас шиг тодорхой давтамжтайгаар чичирч байгаа мэт лугшиж, агшиж, дахин тэлдэг. Ийм одны хамгийн алдартай төрөл бол Дельта Сефей одны нэрээр нэрлэгдсэн Цефеид бөгөөд энэ нь ердийн жишээ юм. Эдгээр нь супер аварга одод бөгөөд тэдний масс нь нарны массаас 3-10 дахин их, гэрэлтэх чадвар нь нарныхаас хэдэн зуу, бүр хэдэн мянга дахин их байдаг. Цефеидын судасны цохилтын хугацааг хоногоор хэмждэг. Цефеидийн лугшилтын үед түүний гадаргуугийн талбай ба температур хоёулаа өөрчлөгдөж, түүний гэрэлтэлт ерөнхийдөө өөрчлөгддөг.

Мира, тайлбарласан анхны хувьсах од болон бусад одууд нь импульсийн өөрчлөлттэй холбоотой байдаг. Эдгээр нь оршин тогтнох сүүлчийн шатандаа байгаа хүйтэн улаан аварга биетүүд бөгөөд бүрхүүл шиг гаднах давхаргуудаа бүрэн хаяж, гаригийн мананцар үүсгэх гэж байна. Орион дахь Бетелгейз шиг ихэнх улаан супер аваргууд зөвхөн тодорхой хязгаарт өөр өөр байдаг.

Тусгай ажиглалтын төхөөрөмж ашиглан одон орон судлаачид Бетелгейзийн гадаргуу дээр том хар толбо илрүүлжээ.

RR Lyrae одууд нь лугшилтын өөр нэг чухал бүлгийг төлөөлдөг. Эдгээр нь нартай ижил масстай хуучин одод юм. Тэдний олонх нь бөмбөрцөг оддын бөөгнөрөлд байдаг. Дүрмээр бол тэд өдөрт ойролцоогоор нэг магнитудын гэрлийг өөрчилдөг. Цефеидүүдийн нэгэн адил тэдгээрийн шинж чанарыг одон орны зайг тооцоолоход ашигладаг.

1.5 Тогтмол бус хувьсах од

R Corona Nord болон түүн шиг одууд огт тааварлашгүй байдлаар биеэ авч явдаг. Энэ одыг ихэвчлэн энгийн нүдээр харж болно. Хэдэн жил тутам түүний гэрэлтэлт найм дахь магнитуд хүртэл буурч, дараа нь аажмаар нэмэгдэж, өмнөх түвшиндээ буцаж ирдэг. Үүний шалтгаан нь энэхүү супер аварга од нүүрстөрөгчийн үүлийг хөөж, үр тариа болж өтгөрч, тортог шиг зүйл үүсгэдэгтэй холбоотой бололтой. Эдгээр өтгөн хар үүлсийн аль нэг нь од болон бидний хооронд өнгөрвөл үүл орон зайд тарах хүртэл одны гэрлийг хаадаг.

Энэ төрлийн одод зузаан тоос үүсгэдэг бөгөөд энэ нь одод үүсдэг бүс нутагт чухал ач холбогдолтой юм.

1.6 Галт од

Наран дээрх соронзон үзэгдлүүд нь нарны толбо, нарны туяа үүсгэдэг боловч нарны хурц тод байдалд төдийлөн нөлөөлж чадахгүй. Зарим оддын хувьд - улаан одойнуудын хувьд энэ нь тийм биш юм: тэдгээрт ийм дөл нь асар их хэмжээгээр хүрдэг бөгөөд үүний үр дүнд гэрлийн цацраг нь бүхэл бүтэн одны хэмжээгээр эсвэл бүр илүү их хэмжээгээр нэмэгдэж болно. Наранд хамгийн ойрхон од болох Проксима Центаври бол ийм галт од юм. Эдгээр гэрлийн тэсрэлтүүдийг урьдчилан таамаглах боломжгүй бөгөөд хэдхэн минут үргэлжилнэ.

1.7 давхар од

Манай Галактикийн бүх оддын тал орчим хувь нь хоёртын системд харьяалагддаг тул хоёртын одод бие биенээ тойрон эргэлддэг нь маш түгээмэл үзэгдэл юм.

Хоёртын системд хамаарах нь оддын бүхэл бүтэн амьдралд ихээхэн нөлөөлдөг, ялангуяа түншүүд бие биентэйгээ ойр байх үед. Нэг одноос нөгөө од руу урсах материалын урсгал нь шинэ болон хэт шинэ од зэрэг гайхалтай тэсрэлтүүдэд хүргэдэг.

Хоёртын одод харилцан таталцлын нөлөөгөөр нэгдмэл байдаг. Хоёртын системийн хоёр од хоёулаа тэдгээрийн хооронд байрлах тодорхой цэгийн эргэн тойронд эллипс тойрог замд эргэлддэг бөгөөд эдгээр оддын хүндийн төв гэж нэрлэгддэг. Хэрэв та хүүхдийн савлуур дээр сууж буй оддыг төсөөлвөл үүнийг тулгуур цэг гэж төсөөлж болно: тус бүр нь модон дээр байрлуулсан самбарын төгсгөлд байрладаг. Одууд бие биенээсээ хол байх тусам тойрог зам нь уртасдаг. Ихэнх давхар одод (эсвэл зүгээр л давхар од) бие биентэйгээ хэт ойрхон байдаг тул хамгийн хүчирхэг телескопоор ч ялгах боломжгүй юм. Хэрэв түншүүдийн хоорондох зай хангалттай том бол тойрог замын хугацааг хэдэн жилээр хэмжиж, заримдаа зуун эсвэл бүр илүү урт хугацаанд хэмжиж болно.

Тус тусад нь харж болох давхар оддыг харагдах хоёртын од гэж нэрлэдэг.

1.8 Хос одны нээлт

Ихэнхдээ давхар оддыг энэ хоёрын хамгийн тодынх нь ер бусын хөдөлгөөнөөр эсвэл тэдгээрийн хосолсон спектрээр тодорхойлдог. Хэрэв ямар нэгэн од тэнгэрт тогтмол хэлбэлзэл үүсгэдэг бол энэ нь үл үзэгдэх хамтрагчтай гэсэн үг юм. Дараа нь түүний байрлалыг хэмжих замаар олж илрүүлсэн астрометрийн хос од гэж хэлдэг.

Спектроскопийн давхар оддыг спектрийн өөрчлөлт, тусгай шинж чанараар илрүүлдэг. Нар шиг энгийн оддын спектр нь олон тооны нарийн шугамаар огтлолцсон тасралтгүй солонго шиг байдаг - шингээлтийн шугам гэж нэрлэгддэг. Од бидэн рүү эсвэл биднээс холдох тусам эдгээр зураасны яг өнгө өөрчлөгддөг. Энэ үзэгдлийг Доплер эффект гэж нэрлэдэг. Хоёртын системийн одууд тойрог замдаа шилжих үед ээлжлэн бидэн рүү ойртож, дараа нь холддог. Үүний үр дүнд тэдний спектрийн шугамууд солонгын зарим хэсэгт шилждэг. Спектр дэх ийм хөдөлгөөнт шугамууд нь од давхар байгааг илтгэнэ.

Хэрэв хоёртын системийн хоёр гишүүн хоёулаа ойролцоогоор ижил гэрэлтэй байвал спектрийн хоёр багц шугамыг харж болно. Хэрэв нэг од нөгөөгөөсөө хамаагүй тод байвал түүний гэрэл давамгайлах боловч спектрийн шугамын тогтмол шилжилт нь түүний жинхэнэ хоёртын шинж чанарыг илчлэх болно.

Хоёртын систем дэх оддын хурдыг хэмжих, хууль ёсны таталцлыг ашиглах нь оддын массыг тодорхойлох чухал арга юм. Хоёртын оддыг судлах нь одны массыг тооцоолох цорын ганц шууд арга юм. Гэсэн хэдий ч тодорхой тохиолдол бүрт тодорхой хариулт авах нь тийм ч хялбар биш юм.

1.9 Хоёртын оддыг хаах

Ойролцоох давхар оддын системд харилцан таталцлын хүч тус бүрийг сунгаж, лийр хэлбэртэй болгодог. Хэрэв таталцал хангалттай хүчтэй бол матери нэг одноос урсаж нөгөө од руу унаж эхлэх эгзэгтэй мөч ирдэг. Эдгээр хоёр одны эргэн тойронд гурван хэмжээст найман дүрс хэлбэртэй тодорхой бүс байдаг бөгөөд түүний гадаргуу нь эгзэгтэй хил хязгаарыг илэрхийлдэг.

Энэ хоёр лийр хэлбэртэй дүрс, тус бүр нь өөр өөр одны эргэн тойронд байдаг Рошегийн дэлбэн гэж нэрлэгддэг. Хэрэв оддын аль нэг нь Рошийн дэлбээгээ дүүргэхүйц том болвол түүнээс гарч буй бодис нь нүхний хүрэлцэх цэг дээр нөгөө од руу гүйдэг. Ихэнхдээ одны материал нь од руу шууд унадаггүй, харин эхлээд эргүүлэгт орооцолдож, хуримтлагдах дискийг үүсгэдэг. Хэрэв хоёр од хоёулаа Рошийн дэлбээгээ дүүргэх хүртэл ихэссэн бол контакт хоёртын од гарч ирнэ. Хоёр одны материал холилдож, хоёр одны цөмийг тойруулан бөмбөг болон нийлдэг. Бүх одод эцэстээ аварга том болж, олон одод хоёртын систем байдаг тул харилцан үйлчлэлцэх хоёртын систем нь тийм ч ховор биш юм.

1.10 Од халиж байна

Хоёртын оддын массын шилжилтийн гайхалтай үр дүнгийн нэг бол нова тэсрэлт юм.

Нэг од нь маш их өргөжиж, Рошийн дэлбээг дүүргэдэг; Энэ нь одны гаднах давхаргыг таталцлын нөлөөгөөр материал нь өөр одд баригдаж эхлэх хүртэл шахах гэсэн үг юм. Энэ хоёр дахь од бол цагаан одой юм. Гэнэт гэрэлтүүлэг арав орчим балаар нэмэгддэг - нова дүрэлзэнэ. Богинохон хугацаанд асар их энерги ялгаруулж, цагаан одойн гадаргуу дээр хүчтэй цөмийн дэлбэрэлт болохоос өөр юу ч биш юм. Гэдэс дүүрсэн одны материал одой руу гүйх үед бодисын доош урсах даралт огцом нэмэгдэж, шинэ давхарга доорх температур нэг сая градус хүртэл нэмэгддэг. Хэдэн арван, хэдэн зуун жилийн дараа дахин дахин дэгдэлт гарч байсан тохиолдол бий. Бусад дэлбэрэлтүүд зөвхөн нэг удаа ажиглагдсан боловч хэдэн мянган жилийн дараа дахин тохиолдож магадгүй юм. Өөр нэг төрлийн од нь өдөр, сарын дараа давтагддаг одой овойлт багатай дэгдэлтийг үүсгэдэг.

Одны цөмийн түлш дуусч, түүний гүн дэх энергийн үйлдвэрлэл зогсоход од төв рүүгээ агшиж эхэлдэг. Дотор татах хүч нь халуун хийн хөвөх хүчээр тэнцвэржихээ больсон.

Үйл явдлын цаашдын хөгжил нь шахсан материалын массаас хамаарна. Хэрэв энэ масс нь нарны массаас 1.4 дахин ихгүй байвал од тогтворжиж, цагаан одой болно. Электронуудын үндсэн шинж чанараас болж сүйрлийн шахалт үүсдэггүй. Дулааны энергийн эх үүсвэр байхгүй болсон ч тэдгээр нь няцаагдаж эхэлдэг шахалтын зэрэг байдаг. Энэ нь электронууд болон атомын цөмүүд гайхалтай нягт шахагдаж, маш нягт бодис үүсгэх үед л тохиолддог.

Нарны масстай цагаан одой нь дэлхийтэй ойролцоогоор тэнцүү байна.

Нэг аяга цагаан одой материал дэлхий дээр зуун тонн жинтэй болно. Сонирхолтой нь цагаан одойнууд хэдий чинээ том байх тусам тэдний эзэлхүүн бага байдаг. Цагаан одойн дотоод засал ямар харагддагийг төсөөлөхөд маш хэцүү байдаг. Энэ нь аажмаар хөрж, улам уйтгартай, улаан болж хувирдаг аварга болор шиг зүйл байх магадлалтай. Үнэн хэрэгтээ одон орон судлаачид бүхэл бүтэн бүлэг оддыг цагаан одой гэж нэрлэдэг ч тэдгээрийн зөвхөн хамгийн халуун нь буюу 10,000 С орчим температуртай нь үнэндээ цагаан өнгөтэй байдаг. Эцсийн эцэст цагаан одой бүр одны бүрэн үхсэн үлдэгдэл болох цацраг идэвхт үнсний бараан бөмбөлөг болж хувирна. Цагаан одойнууд маш жижиг тул хамгийн халуун нь ч маш бага гэрэл ялгаруулдаг тул илрүүлэхэд хэцүү байдаг. Гэсэн хэдий ч одоо мэдэгдэж байгаа цагаан одойнуудын тоо хэдэн зуугаар тоологдож байна; Одон орон судлаачдын үзэж байгаагаар Галактикийн бүх оддын аравны нэг нь цагаан одой байдаг. Манай тэнгэрийн хамгийн тод од болох Сириус нь хоёртын системийн гишүүн бөгөөд түүний хамтрагч нь Сириус Б хэмээх цагаан одой юм.

1.11 Нейтрон одод

Хэрэв нурж буй одны масс нарны массаас 1.4 дахин их байвал ийм од цагаан одой үе шатанд хүрч, атом дээр зогсохгүй. Энэ тохиолдолд таталцлын хүч маш хүчтэй тул электронууд атомын цөмд шахагдана. Үүний үр дүнд изотопууд нь хоорондоо ямар ч зай завсаргүйгээр наалддаг нейтрон болж хувирдаг. Нейтрон оддын нягт нь цагаан одойнуудаас ч давсан; гэхдээ материалын масс нь 3 нарны массаас хэтрэхгүй бол электронууд шиг нейтронууд өөрсдөө цаашдын шахалтаас сэргийлж чадна. Ердийн нейтрон од нь ердөө 10-15 км өргөн, түүний материалын нэг шоо см нь тэрбум тонн орчим жинтэй байдаг. Гайхамшигтай нягтралаас гадна нейтрон одод нь жижиг хэмжээтэй ч тэдгээрийг илрүүлэх боломжтой хоёр онцгой шинж чанартай байдаг: хурдан эргэлт, хүчтэй соронзон орон. Ерөнхийдөө бүх одод эргэлддэг, гэхдээ од агших үед түүний эргэлтийн хурд нэмэгддэг - яг л мөсөн дээрх уран гулгагч гараа өөр рүүгээ дарахад илүү хурдан эргэдэг шиг.

1.12 Хавчны мананцар

Хамгийн алдартай суперновагийн үлдэгдлүүдийн нэг болох Хавчны мананцар нь 1844 онд үүнийг анх ажигласан Росс-ын гурав дахь гүн Уильям Парсонстой нэрлэгдсэн. Энэ мананцар нь 1054 онд Хятадын одон орон судлаачдын ажиглаж, дүрсэлсэн супер шинэ гаригийн үлдэгдэл гэдгийг бид одоо мэдэж байна. Түүний насыг 1928 онд Эдвин Хаббл тогтоож, тэлэлтийн хурдыг хэмжиж, тэнгэр дэх байрлал нь эртний Хятадын бүртгэлтэй давхцаж байгаад анхаарал хандуулжээ. Энэ нь тэгш бус ирмэг бүхий зууван хэлбэртэй; уйтгартай цагаан толбоны дэвсгэр дээр гэрэлтэгч хийн улаавтар, ногоон өнгөтэй утаснууд харагдана. ГЯЛАЛТАЙ хийн утаснууд нь нүхэнд хаясан тортой төстэй. Хүчтэй соронзон орон дотор спираль хэлбэрээр уралдаж буй электронуудаас цагаан гэрэл гардаг. Мөн мананцар нь радио долгион, рентген туяаны эрчимтэй эх үүсвэр юм. Одон орон судлаачид пульсар бол суперновагийн нейтрон гэдгийг ойлгох үед Хавчны мананцар шиг үлдэгдэл дотроос пульсар хайх шаардлагатай болсон нь тэдэнд тодорхой болсон. 1969 онд мананцарын төвийн ойролцоох оддын нэг нь секундын 33 мянга тутамд радио импульс, мөн рентген дохиог үе үе ялгаруулдаг болохыг тогтоожээ. Энэ нь пульсарын хувьд ч гэсэн маш өндөр давтамж боловч аажмаар буурдаг. Илүү удаан эргэдэг пульсарууд нь Хавчны мананцараас хамаагүй эртний юм.

1.13 Суперновагийн нэр

Хэдийгээр орчин үеийн одон орон судлаачид манай Галактикт суперновагийн гэрч хараагүй ч хамгийн багадаа хоёр дахь хамгийн сонирхолтой үйл явдал болох 1987 онд бөмбөрцгийн өмнөд хагаст харагдах ойролцоох галактик болох Том Магелланы үүлэнд хэт шинэ гараг ажиглагдсан. Хэт шинэ одыг YAH 1987A гэж нэрлэсэн. Суперноваг нээлтийн дарааллаар нь цагаан толгойн үсгийн дарааллаар том үсгээр тэмдэглэж, нээсэн жилээр нэрлэсэн бол BH нь ~супернова~ гэсэн үгийн товчлол юм. (Тэдгээрийн 26-аас дээш нь td-д нээлттэй бол АА, BB гэх мэт тэмдэглэгээг дагаж мөрдөнө.)

Бүлэг 2. Оддын физик шинж чанар

Од бол алс холын нар гэдгийг бид аль хэдийн мэдсэн тул оддын мөн чанарыг судлахдаа тэдгээрийн физик шинж чанарыг Нарны физик шинж чанартай харьцуулах болно.

Одууд нь орон зайн тусгаарлагдсан, таталцлын нөлөөгөөр холбогддог, 10 29-10 32 кг (0.005-100 M¤) хооронд байдаг цацраг тунгалаг бус массууд бөгөөд тэдгээрийн гүнд устөрөгчийг гелий болгон хувиргах термоядролын урвал явагддаг. эсвэл ихээхэн хэмжээгээр тохиолдох болно.

Оддын үндсэн физик шинж чанараас хамааран ангиллыг 1-р хүснэгтэд үзүүлэв.

Хүснэгт 1

Оддын ангиуд		Хэмжээ R¤	Нягт г/см 3	Гэрэлтүүлэг L¤	Амьдралын хугацаа, жил	Нийт оддын %	Онцлог шинж чанарууд
Хамгийн тод супер аваргууд							Таталцлыг Ньютоны сонгодог механикийн хуулиар тодорхойлсон; хийн даралтыг молекул кинетик онолын үндсэн тэгшитгэлээр тодорхойлсон; энерги ялгарах нь протон-протон ба азот-нүүрстөрөгчийн мөчлөгийн термоядролын урвалын бүсийн температураас хамаарна.
Супер аваргууд
Гэрэлт аваргууд
Жирийн аваргууд
Дэд аваргууд
Ердийн одууд
Улаанууд
Цагаан одойнууд							Ердийн оддын хувьслын эцсийн үе шатууд. Даралтыг электрон хийн нягтаар тодорхойлно; энерги ялгарах нь температураас хамаардаггүй
Нейтрон одод		8-15 км (50 км хүртэл)					Аварга ба том оддын хувьслын эцсийн үе шатууд. Таталцлыг харьцангуйн ерөнхий хуулиар тодорхойлдог, даралт нь сонгодог биш юм

Оддын хэмжээ нь 10 4 м-ээс 10 12 м-ийн хооронд хэлбэлздэг. Анар од м Cephei нь 1.6 тэрбум км диаметртэй; Улаан супер аварга e Aurigae A нь 2700 R¤ - 5.7 тэрбум км хэмжээтэй! Leuthen болон Wolf-475 од нь дэлхийгээс жижиг, нейтрон оддын хэмжээ нь 10-15 км (Зураг 1).

Цагаан будаа. 1. Зарим од, Дэлхий, Нарны харьцангуй хэмжээ

Тэнхлэгээ тойрон хурдацтай эргэлдэж, ойролцоох асар том сансрын биетүүдийн таталцал нь оддын бөмбөрцөг хэлбэрийг эвдэж, тэднийг "хавтгай болгодог": R Кассиопея од нь эллипс хэлбэртэй, туйлын диаметр нь экваторын 0.75; Ursa Major-ийн W ойрын хоёртын системд бүрэлдэхүүн хэсгүүд нь өндгөвч хэлбэртэй болсон.

2.1 Оддын өнгө ба температур

Одтой тэнгэрийг ажиглаж байхдаа оддын өнгө өөр байдгийг анзаарсан байх. Халуун металлын өнгөөр ​​түүний температурыг дүгнэж чаддаг шиг одны өнгө нь түүний фотосферийн температурыг илэрхийлдэг. Цацрагийн хамгийн их долгионы урт ба температурын хооронд тодорхой хамаарал байдгийг та мэднэ; өөр өөр оддын хувьд хамгийн их цацраг нь өөр өөр долгионы уртад тохиолддог. Жишээлбэл, манай Нар бол шар од юм. Ижил өнгө нь Capella бөгөөд түүний температур нь ойролцоогоор 6000 o K. 3500-4000 o K температуртай одууд нь улаавтар өнгөтэй (Aldebaran). Улаан оддын (Betelgeuse) температур нь ойролцоогоор 3000 o K. Одоогоор мэдэгдэж байгаа хамгийн хүйтэн одод нь 2000 o К-ээс бага температуртай байдаг. Ийм оддыг спектрийн хэт улаан туяаны хэсэгт ажиглаж болно.

Нарнаас илүү халуун байдаг олон од байдаг. Тухайлбал, цагаан одод (Spica, Sirius, Vega) орно. Тэдний температур ойролцоогоор 10 4 - 2х10 4 К. Цэнхэр цагаан өнгөтэй, фотосферын температур нь 3х10 4 -5х10 4 К байдаг нь бага түгээмэл байдаг. Оддын гүнд температур нь дор хаяж 10 7 К байдаг.

Оддын харагдах гадаргуугийн температур 3000 К-аас 100,000 К-ийн хооронд хэлбэлздэг. Саяхан олдсон HD 93129A одны гөлөг одны гадаргуугийн температур 220,000 К байна! Хамгийн хүйтэн нь - анар од (м Cephei) ба Мира (o Ceti) нь 2300K, e Aurigae A - 1600K температуртай.

2.2 Оддын спектр ба химийн найрлага

Одон орон судлаачид оддын мөн чанарын талаарх хамгийн чухал мэдээллийг тэдгээрийн спектрийг тайлах замаар олж авдаг. Нарны спектртэй адил ихэнх оддын спектрүүд нь шингээлтийн спектрүүд юм: тасралтгүй спектрийн арын дэвсгэр дээр бараан шугамууд харагдана.

Өөр хоорондоо төстэй оддын спектрийг долоон үндсэн спектрийн ангилалд хуваадаг. Тэдгээрийг латин цагаан толгойн том үсгээр тэмдэглэв.

О-Б-А-Ф-Г-К-М

зүүнээс баруун тийш шилжих үед одны өнгө нь цэнхэр (О анги), цагаан (А анги), шар (О анги), улаан (М анги) болж өөрчлөгддөг ийм дарааллаар байрладаг. Үүний үр дүнд оддын температур ангиас анги руу ижил чиглэлд буурдаг.

Тиймээс спектрийн ангиудын дараалал нь оддын өнгө, температурын ялгааг тусгадаг.Анги бүрд өөр арван дэд ангилалд хуваагддаг. Жишээлбэл, спектрийн F анги нь дараах дэд ангиудтай:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fb-F7-F8-F9

Нар нь G2 спектрийн ангилалд багтдаг.

Үндсэндээ оддын агаар мандал нь ижил төстэй химийн найрлагатай байдаг: нарны нэгэн адил тэдгээрийн хамгийн түгээмэл элементүүд нь устөрөгч ба гели юм. Оддын спектрийн олон янз байдал нь юуны түрүүнд одод өөр өөр температуртай байдагтай холбоотой юм. Оддын агаар мандалд бодисын атомууд байрлах физик төлөв нь спектрийн төрлөөс хамаарна; бага температурт (улаан од), төвийг сахисан атомууд, тэр ч байтугай хамгийн энгийн молекулын нэгдлүүд (C 2, CN, TiO, ZrO гэх мэт). оддын агаар мандалд байж болно. Маш халуун оддын агаар мандалд ионжсон атомууд давамгайлдаг.

Оддын спектрийн төрлийг температураас гадна түүний фотосфер дэх хийн даралт, нягтрал, соронзон орон байгаа эсэх, химийн найрлагын шинж чанараар тодорхойлдог.

Цагаан будаа. 35. Оддын спектрийн үндсэн төрлүүд

Оддын цацрагийн спектрийн шинжилгээ нь тэдгээрийн найрлага нь нарны химийн найрлагатай ижил төстэй, дэлхий дээр үл мэдэгдэх химийн элементүүд байхгүй байгааг харуулж байна. Янз бүрийн ангиллын оддын спектрийн харагдах байдлын ялгаа нь тэдгээрийн физик шинж чанарын ялгааг илтгэнэ. Оддын температур, оршихуй, эргэлтийн хурд, соронзон орны хүч, химийн найрлагыг спектрийн шууд ажиглалт дээр үндэслэн тодорхойлдог. Физикийн хуулиуд нь оддын масс, нас, дотоод бүтэц, энергийн талаар дүгнэлт хийх, оддын хувьслын бүх үе шатыг нарийвчлан авч үзэх боломжийг олгодог.

Бараг бүх оддын спектр нь шингээлтийн спектр юм. Химийн элементүүдийн харьцангуй элбэг дэлбэг байдал нь температурын функц юм.

Одоогийн байдлаар астрофизикийн хувьд оддын спектрийн нэгдсэн ангиллыг баталсан (Хүснэгт 2). Спектрийн шинж чанарт үндэслэн: атомын спектрийн шугам ба молекулын зурвасын оршихуй ба эрч хүч, одны өнгө, түүний ялгаруулах гадаргуугийн температур зэрэг нь оддыг Латин цагаан толгойн үсгээр тэмдэглэсэн ангилалд хуваадаг.

W - O - B - F - G - K - M

Оддын ангилал бүрийг арван дэд ангилалд (A0...A9) хуваадаг.

O0-ээс F0 хүртэлх спектрийн ангиудыг "эрт" гэж нэрлэдэг; F-ээс M9 хүртэл - "хожуу". Зарим эрдэмтэд R ба N ангиллын оддыг G ангилалд ангилдаг. Оддын хэд хэдэн шинж чанарыг нэмэлт жижиг үсгээр тэмдэглэдэг: аварга оддын хувьд "g" үсгийг ангийн зааврын өмнө, одой оддын хувьд "d" үсэг, супер аваргуудын хувьд - "c", спектрийн цацрагийн шугамтай одод "e" үсэг, ер бусын спектртэй одод "p" үсэг гэх мэт. Орчин үеийн оддын каталогид олон зуун мянган оддын спектрийн шинж чанар, тэдгээрийн системүүд байдаг. .

W * O * B * A * F * G * K * M ......... R ... Н .... С

Хүснэгт 2. Оддын спектрийн ангилал

	Температур, К		Онцлог спектрийн шугамууд	Ердийн одууд
			Wolf-Rayet-ийн оддын спектр нь ялгаруулах шугамтай	S Алтан загас
		хөхөвтөр цагаан	Шингээх шугамууд He +, N +, He, Mg +, Si ++, Si +++ (+ тэмдэг нь өгөгдсөн химийн элементийн атомуудын иончлолын зэргийг илэрхийлнэ)	z Баас, l Орион, л Персей
		цагаан, цэнхэр	He +, He, H, O +, Si ++-ийн шингээлтийн шугамууд нь А зэрэглэл рүү нэмэгддэг; H, Ca + сул шугамууд мэдэгдэхүйц байна	e Orion, Охины орд, g Orion
			H, Ca +-ийн шингээлтийн шугам нь F ангиллын дагуу эрчимжиж, металлын сул шугамууд гарч ирдэг.	а Canis Major, нь Lyra, g Gemini
		шаргал өнгөтэй	Кальци ба металлын Ca +, H, Fe + шингээх шугам G ангилал руу эрчимждэг. Кальцийн шугам 4226А ба нүүрсустөрөгчийн зурвас гарч ирж, эрчимжиж байна.	d Gemini, Canis Minor, Perseus
			Кальцийн H ба Ca + шингээх шугам нь эрчимтэй байдаг; 4226A шугам ба төмөр шугам нь нэлээд хүчтэй; олон тооны металлын шугам; устөрөгчийн шугам сулардаг; эрчимтэй G хамтлаг	Нар, Аурига
		жүрж	Металлын шингээлтийн шугам, Ca +, 4226A эрчимтэй; устөрөгчийн шугам бараг мэдэгдэхүйц биш юм. К5 дэд ангиас титан оксидын TiO-ийн шингээлтийн зурвас ажиглагдаж байна	а Гутал, б Ихрийн орд, Үхрийн орд
		Ca+, олон металлын шингээлтийн шугам, нүүрстөрөгчийн молекулуудын шингээлтийн зурвас	R Хойд титэм
		Цирконийн исэл (ZrO) молекулуудын хүчтэй шингээх зурвас
		Нүүрстөрөгчийн молекул C 2 ба цианидын CN шингээлтийн зурвас
			Титан ислийн молекулууд TiO, VO болон бусад молекулын нэгдлүүдийг шингээх хүчтэй зурвас. Ca +, 4226A металлын шингээлтийн шугам мэдэгдэхүйц байна; G хамтлаг суларч байна	Орион, Хилэнц, Цети, Проксима Кентавр
		Гаригийн мананцар
		Шинэ одод

Хүснэгт 3. Үндсэн дараалалд байрлах үндсэн спектрийн ангиллын оддын дундаж шинж чанар (Араб тоо - анги доторх аравтын хуваагдал): S p - спектрийн анги, M b - абсолют болометрийн хэмжээ, T ef - үр дүнтэй температур, M, L. , R - тус тусад нь нарны нэгж дэх оддын масс, гэрэлтэлт, радиус, t m ​​- үндсэн дараалал дээрх оддын амьдрах хугацаа:

2.3 Оддын гэрэлтүүлэг

Оддын гэрэлтэлт - нэгж хугацаанд тэдгээрийн гадаргуугаас ялгарах энергийн хэмжээ нь энерги ялгарах хурдаас хамаардаг бөгөөд дулаан дамжилтын хуулиуд, одны гадаргуугийн хэмжээ, температураар тодорхойлогддог. Гэрэлтэлтийн ялгаа нь 250000000000 дахин хүрч болно! Их гэрэлтдэг оддыг аварга од, бага гэрэлтдэг оддыг одой од гэж нэрлэдэг. Нум одны одны цэнхэр супер аварга гар буу нь хамгийн их гэрэлтдэг - 10,000,000 L¤! Улаан одой Proxima Centauri-ийн гэрэлтэх чадвар нь ойролцоогоор 0.000055 L¤ юм.

Одод нарны нэгэн адил цахилгаан соронзон хэлбэлзлийн бүх долгионы уртын хүрээнд энерги ялгаруулдаг. Гэрэлтүүлэг (L) нь одны нийт цацрагийн хүчийг тодорхойлдог бөгөөд түүний хамгийн чухал шинж чанаруудын нэг гэдгийг та мэднэ. Гэрэлтүүлэг нь одны гадаргуугийн талбай (фотосфер) (эсвэл R радиусын квадрат) ба фотосферийн (T) үр дүнтэй температурын дөрөв дэх хүчин чадалтай пропорциональ, өөрөөр хэлбэл.

L = 4PR 2 oT 4. (45)

Оддын үнэмлэхүй хэмжээ ба гэрэлтэлтийг холбосон томьёо нь одны тод байдал ба түүний илэрхий хэмжигдэхүүний хоорондын хамааралтай төстэй, өөрөөр хэлбэл.

L 1 / L 2 = 2.512 (M 2 - M 1),

Энд L 1 ба L 2 нь хоёр одны гэрэлтэлт, M 1 ба M 2 нь тэдгээрийн үнэмлэхүй хэмжээ юм.

Хэрэв бид нарыг оддын нэгээр сонгох юм бол

L/L o = 2.512 (Mo - M),

Энд индексгүй үсгүүд нь дурын одыг, мөн нарны o тэмдэгтэй байдаг.

Нарны гэрлийг нэгдмэл байдлаар (Lo = 1) авч үзвэл бид дараахь зүйлийг олж авна.

L = 2.512 (Mo - M)

log L = 0.4 (Mo - M). (47)

(47) томъёог ашиглан үнэмлэхүй хэмжээ нь мэдэгдэж байгаа аливаа одны гэрлийн хүчийг тооцоолж болно.

Одууд өөр өөр гэрэлтдэг. Гэрэлтүүлэг нь нарны гэрлээс хэдэн зуу, мянга дахин их байдаг алдартай одууд байдаг. Жишээлбэл, Үхрийн (Aldebaran) гэрэлтэх чадвар нь нарны гэрэлтэх чадвараас бараг 160 дахин их (L = 160Lo); Ригелийн гэрэлтэх чадвар (Орион дахь) L = 80000Lo

Оддын дийлэнх дийлэнх нь нарны гэрэлтэлттэй дүйцэхүйц буюу түүнээс бага гэрэлтдэг, жишээлбэл, Крюгер 60А гэгддэг одны гэрэлтэлт L = 0.006 Lo.

2.4 Одны радиус

Астрономийн ажиглалтын хамгийн орчин үеийн технологийг ашиглан хэдхэн оддын өнцгийн диаметрийг (мөн тэдгээрээс зай, шугаман хэмжээсийг мэдэх) шууд хэмжих боломжтой болсон. Үндсэндээ одон орон судлаачид оддын радиусыг өөр аргаар тодорхойлдог. Тэдгээрийн нэгийг (45) томъёогоор тодорхойлно. Хэрэв одны гэрэлтүүлэг L ба үр дүнтэй температур T мэдэгдэж байгаа бол (45) томъёог ашиглан бид R одны радиус, түүний эзэлхүүн, фотосферийн талбайг тооцоолж болно.

Олон оддын радиусыг тодорхойлсны дараа одон орон судлаачид хэмжээ нь нарны хэмжээнээс эрс ялгаатай одод байдаг гэдэгт итгэлтэй болсон. Супер аваргууд хамгийн том хэмжээтэй байдаг. Тэдний радиус нь нарны радиусаас хэдэн зуу дахин их байдаг. Жишээлбэл, Хилэнц (Антарес) одны радиус нь нарны одныхоос 750 дахин их юм. Нарны радиусаас хэдэн арван дахин их радиустай оддыг аварга том од гэж нэрлэдэг. Хэмжээ нь наранд ойрхон эсвэл нарнаас жижиг оддыг одой гэж ангилдаг. Одойнуудын дунд дэлхийгээс ч, сарнаас ч жижиг одод байдаг. Бүр жижиг оддыг илрүүлсэн.

2.5 Оддын масс

Одны масс нь түүний хамгийн чухал шинж чанаруудын нэг юм. Оддын масс өөр өөр байдаг. Гэсэн хэдий ч гэрэлтэх чадвар, хэмжээнээс ялгаатай нь оддын масс нь харьцангуй нарийн хязгаарт оршдог: хамгийн том одод нарнаас хэдэн арван дахин том, хамгийн жижиг одны масс нь 0.06 Mo орчим байдаг. Оддын массыг тодорхойлох гол арга нь давхар оддыг судлах явдал юм; гэрэлтэлт ба оддын массын хоорондын хамаарлыг олж илрүүлсэн.

2.6 Оддын дундаж нягт

Оддын дундаж нягт нь 10 -6 г/см 3-аас 10 14 г/см 3 - 10 20 дахин хэлбэлздэг! Оддын хэмжээ нь массаас хамаагүй өөр байдаг тул оддын дундаж нягт нь бие биенээсээ ихээхэн ялгаатай байдаг. Аварга болон супер аваргууд маш бага нягттай байдаг. Жишээлбэл, Бетелгейзийн нягт нь ойролцоогоор 10 -3 кг / м 3 байна. Үүний зэрэгцээ маш нягт одод байдаг. Эдгээрт жижиг цагаан одойнууд (тэдний өнгө нь өндөр температуртай холбоотой) багтдаг. Жишээлбэл, цагаан одой Сириус В-ийн нягт нь 4х10 7 кг / м 3-аас их байна. Одоогийн байдлаар илүү нягтралтай цагаан одойнууд мэдэгдэж байна (10 10 - 10 11 кг / м 3). Цагаан одойнуудын асар их нягтыг атомын цөм ба тэдгээрээс тасарсан электронуудаас бүрдэх эдгээр оддын материйн онцгой шинж чанараар тайлбарладаг. Цагаан одойнуудын атомын цөмүүдийн хоорондох зай нь бидний дэлхий дээр тааралддаг энгийн хатуу ба шингэн биетүүдээс хэдэн арав, бүр хэдэн зуу дахин бага байх ёстой. Цагаан одойн атомууд устаж үгүй ​​болсон тул энэ бодисыг нэгтгэх төлөвийг шингэн эсвэл хатуу гэж нэрлэх боломжгүй. Энэ бодис нь хий эсвэл плазмтай бараг төстэй биш юм. Гэсэн хэдий ч өтгөн цагаан одойд ч гэсэн бөөмс хоорондын зай нь атомын цөм эсвэл электроноос хэд дахин их байдаг тул үүнийг ерөнхийдөө "хий" гэж үздэг.

Дүгнэлт

1. Одууд нь бусад сансрын биетүүдээс чанарын хувьд ялгаатай, бие даасан бие даасан төрөл юм.

2. Од бол хамгийн түгээмэл (магадгүй хамгийн түгээмэл) сансрын биетүүдийн нэг юм.

3. Орчлон ертөнцийн бидний амьдарч буй, бидний судалгаа хийх боломжтой хэсэгт үзэгдэх бодисын 90 хүртэлх хувийг одууд төвлөрүүлдэг.

4. Оддын бүх үндсэн шинж чанар (хэмжээ, гэрэлтэлт, эрчим хүч, “насан” болон хувьслын эцсийн үе шатууд) нь харилцан хамааралтай бөгөөд оддын массын үнэ цэнээр тодорхойлогддог.

5. Одод бараг бүхэлдээ устөрөгч (70-80%) ба гели (20-30%) зэргээс бүрддэг; бусад бүх химийн элементүүдийн эзлэх хувь 0.1% -иас 4% хооронд хэлбэлздэг.

6. Оддын гүнд термоядролын урвал явагдана.

7. Оддын оршин тогтнох нь таталцлын хүч ба цацрагийн (хийн) даралтын тэнцвэрт байдлаас үүдэлтэй.

8. Физикийн хуулиуд нь одон орны ажиглалтын үр дүнд үндэслэн оддын бүх үндсэн физик шинж чанарыг тооцоолох боломжийг бидэнд олгодог.

9. Оддыг судлах гол, хамгийн үр бүтээлтэй арга бол тэдгээрийн цацрагийн спектрийн шинжилгээ юм.

Ном зүй

1. E. P. Левитан. 11-р ангийн одон орон судлалын сурах бичиг, 1998 он

2. http://goldref.ru/ сайтын материал

Тайлбар толь

Гэрэл зургийн ажиглалт хийх зориулалттай телескопуудыг астрограф гэж нэрлэдэг. Харааны ажиглалтаас астрофотографийн давуу тал: бүрэн бүтэн байдал - гэрэл зургийн эмульсийн гэрлийн энергийг аажмаар хуримтлуулах чадвар; шуурхай байдал; панорама харах; объектив байдал - энэ нь ажиглагчийн хувийн шинж чанарт нөлөөлдөггүй. Ердийн гэрэл зургийн эмульс нь хөх ягаан туяанд илүү мэдрэмтгий байдаг ч өнөө үед одон орон судлаачид сансрын биетүүдийн гэрэл зургийг авахдаа зөвхөн харагдах төдийгүй хэт улаан туяаны болон хэт ягаан туяанд цахилгаан соронзон долгионы спектрийн янз бүрийн хэсэгт мэдрэмтгий гэрэл зургийн материалыг ашигладаг. Орчин үеийн гэрэл зургийн эмульсийн мэдрэмж нь хэдэн арван мянган ISO нэгж юм. Зураг авалт, видео бичлэг, зурагт өргөн хэрэглэгддэг.

Астрофотометр нь астрофизикийн судалгааны үндсэн аргуудын нэг бөгөөд объектуудын энергийн шинж чанарыг цахилгаан соронзон цацрагийн энергийг хэмжих замаар тодорхойлдог. Астрофотометрийн үндсэн ойлголтууд нь:

Тэнгэрийн биетийн гялбаа нь ажиглалтын цэг дээр бий болсон гэрэлтүүлэг юм.

Энд L нь одны нийт цацрагийн хүч (гэрэлтэлт); r нь одноос дэлхий хүртэлх зай юм.

Одон орон судлалын гэрэлтүүлгийг хэмжихийн тулд тусгай хэмжилтийн нэгжийг ашигладаг - одны хэмжээ. Физикт хүлээн зөвшөөрөгдсөн оддын хэмжээнээс гэрэлтүүлгийн нэгж рүү шилжих томъёо:

Энд m нь одны харагдах хэмжээ юм.

Оддын хэмжээ (м) нь 5 одны магнитудын интервал нь гэрэлтүүлгийн өөрчлөлтөд 100 дахин тохирч байхаар сонгосон селестиел биетийн тод байдлыг тодорхойлдог гэрлийн урсгалын ердийн (хэмжээгүй) утга юм. Нэг магнитуд нь 2.512 дахин ялгаатай. Погсоны томъёо нь гэрэлтүүлэгчийн гялалзсан хүчийг тэдгээрийн хэмжээтэй холбодог.

Тодорхойлогдсон одны хэмжээ нь цацрагийн хүлээн авагчийн спектрийн мэдрэмжээс хамаарна: харааны (m v) нь шууд ажиглалтаар тодорхойлогддог бөгөөд хүний ​​нүдний спектрийн мэдрэмжтэй тохирдог; гэрэл зургийн (m p) нь цэнхэр ягаан, хэт ягаан туяанд мэдрэмтгий гэрэл зургийн хавтан дээрх гэрэлтүүлгийн гэрэлтүүлгийг хэмжих замаар тодорхойлогддог; болометр (м) нь бүх цацрагийн спектрийг нэгтгэсэн гэрэлтүүлгийн нийт цацрагийн чадалтай тохирч байна. Том өнцгийн хэмжээс бүхий өргөтгөсөн объектуудын хувьд салшгүй (нийт) хэмжээ нь түүний хэсгүүдийн тод байдлын нийлбэртэй тэнцүү байна.

Дэлхийгээс өөр өөр зайд байрлах сансрын биетүүдийн энергийн шинж чанарыг харьцуулахын тулд үнэмлэхүй хэмжигдэхүүн гэсэн ойлголтыг нэвтрүүлсэн.

Үнэмлэхүй хэмжигдэхүүн (M) нь дэлхийгээс 10 парсекийн зайд орших одны хэмжээ юм: , энд p нь одны параллакс, r нь одноос хол зай юм. 10 pc = 3.086H 10 17 м.

Хамгийн тод супер аварга оддын үнэмлэхүй хэмжээ нь -10 м орчим байдаг.

Нарны үнэмлэхүй хэмжээ нь + 4.96 м.

Гэрэлтүүлэг (L) нь одны гадаргуугаас нэгж хугацаанд ялгарах энергийн хэмжээ юм. Оддын гэрэлтэлтийг үнэмлэхүй (энергийн) нэгжээр эсвэл нарны гэрэлтэлттэй (L¤ эсвэл LD) харьцуулж илэрхийлнэ. L ¤ = 3.86H 10 33 эрг/с.

Гэрэлтүүлгийн гэрэлтүүлэг нь тэдгээрийн хэмжээ, ялгаруулах гадаргуугийн температураас хамаарна. Цацрагийн хүлээн авагчаас хамааран гэрэлтүүлэгчийн харааны, гэрэл зургийн болон болометрийн гэрэлтүүлгийг ялгадаг. Гэрэлтүүлэг нь гэрэлтүүлэгчийн харагдах ба үнэмлэхүй хэмжээтэй холбоотой:

Коэффициент A(r) нь од хоорондын орчинд гэрлийн шингээлтийг харгалзан үздэг.

Сансрын биетүүдийн гэрэлтэлтийг спектрийн шугамын өргөнөөр шүүж болно.

Сансрын биетүүдийн гэрэлтэх чадвар нь тэдгээрийн температуртай нягт холбоотой: , R * нь одны радиус, s нь Стефан-Больцманы тогтмол, s = 5.67H 10 -8 Вт/м 2Н K 4.

Бөмбөгний гадаргуугийн талбай, Стефан-Больцманы тэгшитгэлийн дагуу, .

Оддын гэрэлтэлт дээр үндэслэн тэдгээрийн хэмжээг тодорхойлж болно:

Оддын гэрэлтэлт дээр үндэслэн оддын массыг тодорхойлж болно.

Эгэл од гэдэг нь од хоорондын үүлэнд нягтрал үүсэх боловч түүний доторх цөмийн урвал хараахан эхлээгүй байх үед үүсэх хамгийн эхний үе шатанд байгаа од юм.

Оддын хэмжээ нь оддын харагдахуйц тод байдлын шинж чанар юм. Харагдах хэмжээ нь одны хэмжээтэй ямар ч холбоогүй юм. Энэ нэр томъёо нь түүхэн гарал үүсэлтэй бөгөөд зөвхөн одны тод байдлыг тодорхойлдог. Хамгийн тод одод тэг эсвэл бүр сөрөг хэмжээтэй байдаг. Жишээлбэл, Вега, Капелла зэрэг одод ойролцоогоор 0 магнитудтай, манай тэнгэрийн хамгийн тод од Сириус хасах 1.5 магнитудтай байдаг.

Галактик бол асар том эргэдэг оддын систем юм.

Периастрон бол хоёртын системийн хоёр оддын хамгийн ойртох цэг юм.

Спектрограмм нь электрон илрүүлэгч ашиглан гэрэл зургийн болон тоон аргаар олж авсан спектрийн байнгын бичлэг юм.

Ашигтай температур гэдэг нь ажиглагдаж буй объекттой ижил нийт гэрэлтдэг хар биетийн температураар тодорхойлогддог объектын (ялангуяа од) энерги ялгарах хэмжүүр юм. Эффектийн температур нь одны физик шинж чанаруудын нэг юм. Ердийн одны спектр нь хар биетэй төстэй байдаг тул үр дүнтэй температур нь түүний фотосферийн температурыг сайн илтгэдэг.

Жижиг Магелланы Үүл (SMC) бол манай Галактикийн хиймэл дагуулуудын нэг юм.

Парсек бол мэргэжлийн одон орон судлалд ашигладаг зайны нэгж юм. Энэ нь тухайн объект нэг нуман секундтэй тэнцэх жилийн параллакс байх зайгаар тодорхойлогддог. Нэг парсек нь 3.0857 * 10 13 км, 3.2616 гэрлийн жил буюу 206265 AU-тай тэнцэнэ.

Параллакс гэдэг нь өөр өөр өнцгөөс харахад объектын харьцангуй байрлал өөрчлөгдөхийг хэлнэ.

Бөмбөрцөг оддын бөөгнөрөл нь бөмбөрцөг хэлбэртэй ойролцоо хэлбэртэй хэдэн зуун мянга, бүр сая сая оддын өтгөн цуглуулга юм.

Michelson Stellar Interferometer нь А.А-гийн бүтээсэн интерферометрийн цуврал багаж юм. Мишельсон (1852-1931) газар дээр суурилсан дуран ашиглан шууд хэмжих боломжгүй оддын диаметрийг хэмжих.

Баруун өргөлт (RA) нь экваторын системд селестиел бөмбөрцөг дээрх объектуудын байрлалыг тодорхойлоход хэрэглэгддэг координатуудын нэг юм. Энэ нь дэлхий дээрх уртрагийн хэмжээтэй тэнцэх боловч селестиел экватор болон хонины эхний цэг гэгддэг эклиптикийн огтлолцол болох тэг цэгээс зүүн тийш цаг, минут, секундээр хэмжигддэг. Нэг цаг баруун тийш дээш өргөх нь 15 градусын нумантай тэнцэнэ; Энэ бол дэлхийн эргэлтийн улмаас тэнгэрийн бөмбөрцөг одны цагийн нэг цагийн дотор өнгөрдөг харагдах өнцөг юм.

Радио цацралтын (R) лугшилттай (P) од хэлбэртэй (S) (эх сурвалж).

Экваторын координатын систем дэх селестиел бөмбөрцөг дээрх байрлалыг тодорхойлдог координатуудын нэг нь хазайлт юм. Халуурал нь дэлхийн өргөрөгтэй тэнцэх юм. Энэ бол селестиел экваторын хойд эсвэл өмнөд хэсэгт хэмжсэн өнцгийн зай юм. Хойд зүгийн хазайлт эерэг, өмнө зүгийн хазайлт сөрөг байна.

Рошийн дэлбээг нь материйн жижиг хэсгүүдэд үйлчилж буй хоёр бүрэлдэхүүн хэсгийн таталцлын хүч тэнцүү байх цэгүүд бүхий элсэн цаг хэлбэртэй гадаргуугаар хүрээлэгдсэн хоёр одны систем дэх орон зайн бүс юм.

Лагранжийн цэгүүд нь нийтлэг хүндийн төвийн эргэн тойронд эргэлдэж буй хоёр том биетийн тойрог замын хавтгай дахь цэгүүд бөгөөд бага жинтэй бөөмс тэнцвэрийн байрлалд үлдэж болно, өөрөөр хэлбэл. хөдөлгөөнгүй. Дугуй тойрог замд байгаа хоёр биетийн хувьд ийм таван цэг байдаг боловч тэдгээрийн гурав нь бага зэргийн эвдрэлд тогтворгүй байдаг. Үлдсэн хоёр нь бага масстай биеийн тойрог замд түүний хоёр талд 60 ° өнцгийн зайд байрладаг бөгөөд тогтвортой байна.

Прецесс гэдэг нь гадны таталцлын нөлөөгөөр үүссэн эргэлтийн моментоор үйлчилдэг чөлөөтэй эргэдэг биетийн эргэлтийн тэнхлэгийн жигд үечилсэн хөдөлгөөн юм.

Allbest.ru дээр нийтлэгдсэн

Үүнтэй төстэй баримт бичиг

Эрт дээр үеэс өнөөг хүртэл одон орон судлалын салбарт болсон үйл явдлууд. Оддын ангилал, тэдгээрийн үндсэн шинж чанар: масс, гэрэлтэлт, хэмжээ, химийн найрлага. Оддын параметрүүдийн хоорондын хамаарал, Герцспрунг-Рассел диаграмм, одны хувьсал.

курсын ажил, 2010 оны 03-р сарын 12-нд нэмэгдсэн


Одууд юунаас бүтдэг вэ? Оддын үндсэн шинж чанарууд. Гэрэлтэлт ба од хүртэлх зай. Оддын спектрүүд. Температур ба оддын масс. Оддын дулааны энерги хаанаас гардаг вэ? Оддын хувьсал. Оддын химийн найрлага. Нарны хувьслын урьдчилсан мэдээ.

туршилт, 2007 оны 04-р сарын 23-нд нэмэгдсэн


Оддын төрөлтийн талаархи үзэл бодлын хувьсал. Одууд юунаас үүсдэг вэ? Хар үүлний амьдрал. Үүл од болно. одны үндсэн шинж чанарууд. Гэрэлтэлт ба од хүртэлх зай. Оддын спектр ба тэдгээрийн химийн найрлага. Температур ба масс.

курсын ажил, 2002 оны 12-05-нд нэмэгдсэн


Одтой газрын зураг. Хамгийн ойрын одод. Хамгийн тод одууд. Манай Галактикийн хамгийн том одод. Спектрийн ангилал. Оддын холбоод. Оддын хувьсал. Бөмбөрцөг кластеруудын Герцспрунг-Рассел диаграммууд.

хураангуй, 01/31/2003 нэмэгдсэн


Оддын гарал үүсэл, тэдгээрийн хөдөлгөөн, гэрэлтэлт, өнгө, температур, найрлага. Оддын бөөгнөрөл, аварга том одод, цагаан ба нейтрон одойнууд. Биднээс одод хүртэлх зай, тэдний нас, одон орны зайг тодорхойлох арга, оддын хувьслын үе шат, үе шатууд.

хураангуй, 06/08/2010 нэмэгдсэн


Оддын амьдралын замнал ба түүний гол шинж чанар, олон талт байдал. Хүчирхэг одон орны багаж хэрэгслийг зохион бүтээсэн. Оддын физик шинж чанараар нь ангилах. Давхар ба хувьсах од ба тэдгээрийн ялгаа. Hertzsprung-Russell спектрийн гэрэлтэлтийн диаграм.

хураангуй, 2010 оны 02-р сарын 18-нд нэмэгдсэн


Орчлон ертөнцийн од хоорондын орон зайн бүтэц. Оддын амьдралын зам: сансарт харагдах байдал, өнгө, температураар оддын төрөл. Цагаан одой ба хар нүхнүүд, хэт шинэ одууд нь галактик дахь оддын оршин тогтнох хувьслын хэлбэрүүд юм.

танилцуулга, 2015/05/25 нэмэгдсэн


Манай шар нарны гадаргуугийн температур. Оддын спектрийн ангиуд. Од төрөх үйл явц. Үндсэн дарааллын эхэнд шахах. Устөрөгчийн цөмийг гелий цөм болгон хувиргах. Хэт шинэ од ба нейтрон од үүсэх. Хар нүхний хил хязгаар.

хураангуй, 2013-09-02 нэмэгдсэн


Гэрэлтэлтийн тухай ойлголт, түүний онцлог, түүх, судлах арга, өнөөгийн байдал. Оддын гэрэлтүүлгийн зэргийг тодорхойлох. Гэрэлтүүлгийн хүчтэй ба сул одод, тэдгээрийн үнэлгээний шалгуурууд. Одны спектр ба түүнийг хийн иончлолын онолыг ашиглан тодорхойлох.

хураангуй, 2009 оны 4-р сарын 12-нд нэмэгдсэн


Одод бол бидний нар шиг дотроосоо гэрэлтдэг тэнгэрийн биетүүд юм. Оддын бүтэц, түүний массаас хамаарал. Одны шахалт нь түүний цөм дэх температурын өсөлтөд хүргэдэг. Оддын амьдрах хугацаа, түүний хувьсал. Устөрөгчийн шаталтын цөмийн урвал.

Үзүүлэнгийн тайлбарыг бие даасан слайдаар хийх:

1 слайд

Слайдын тайлбар:

Цагаан одой, мэдэгдэж байгаа хамгийн халуун, гаригийн мананцар NGC 2440, 05/07/2006 Оддын физик шинж чанар

2 слайд

Слайдын тайлбар:

Спектр λ = 380 ∻ 470 нм – ягаан, хөх; λ = 470 ∻ 500 нм – хөх-ногоон; λ = 500 ∻ 560 нм – ногоон; λ = 560 ∻ 590 нм – шар-улбар шар λ = 590 ∻ 760 нм – улаан. Спектрийн өнгөний хуваарилалт = K O F Z G S F Жишээ нь: Хотын Беллер Жак нэг удаа дэнлүүг хэрхэн эвдэж байсныг санаарай. 1859 онд Г.Р.Кирххоф (1824-1887, Герман), Р.В.Бунсен (1811-1899, Герман) нар спектрийн шинжилгээг нээсэн: хий нь халах үед ялгаруулдаг долгионы уртыг шингээдэг. Одууд нь тасралтгүй спектрийн дэвсгэр дээр харанхуй (Фраунхофер) шугамуудтай байдаг - эдгээр нь шингээлтийн спектрүүд юм. 1665 онд Исаак Ньютон (1643-1727) нарны цацрагийн спектрийг олж авч, мөн чанарыг нь тайлбарласнаар өнгө нь гэрлийн дотоод шинж чанар гэдгийг харуулсан. 1814 онд Жозеф фон Фраунхофер (1787-1826, Герман) нарны спектрийн 754 шугамыг (түүний нэрээр нэрлэсэн) нээж, тодорхойлж, 1817 он гэхэд нарийвчлан тодорхойлсон бөгөөд 1814 онд спектрийг ажиглах хэрэгсэл болох спектроскопыг бүтээжээ. Кирхгоф-Бунсен спектроскоп

3 слайд

Слайдын тайлбар:

Оддын спектр Оддын спектр нь оддын бүх хэв маягийн тайлбар бүхий паспорт юм. Одны спектрээс түүний гэрэлтэлт, од хүртэлх зай, температур зэргийг мэдэж болно.Одны спектрийг судлах нь орчин үеийн астрофизикийн үндэс суурь юм. Hyades задгай кластерын спектрограмм. Спектрографыг анх ашигласан одон орон судлаач Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англи) оддын спектроскопи хийж эхэлсэн. 1863 онд тэрээр нар болон оддын спектрүүд нийтлэг зүйлтэй бөгөөд тэдгээрийн ажиглагдсан цацраг нь халуун бодисоор ялгарч, илүү хүйтэн шингээгч хийн давхаргуудаар дамждаг болохыг харуулсан. Оддын цацрагийн хосолсон спектр. Дээр нь "байгалийн" (спектроскопоор харагдана), доор нь долгионы уртаас эрчимжилтийн хамаарлыг харуулав. хэмжээ, түүний агаар мандлын химийн найрлага, түүний тэнхлэгийг тойрон эргэх хурд, нийтлэг хүндийн төвийн эргэн тойрон дахь хөдөлгөөний онцлог.

4 слайд

Слайдын тайлбар:

Химийн найрлага Химийн найрлагыг спектрээр (Фраунхоферын шугамын эрчим) тодорхойлдог бөгөөд энэ нь мөн фотосферийн температур, даралт, нягтрал, соронзон орон байгаа эсэхээс хамаарна. Одууд нь дэлхий дээр мэдэгдэж байгаа ижил химийн элементүүдээс бүрддэг боловч гол төлөв устөрөгч, гели (массын 95-98%) болон бусад ионжуулсан атомуудаас бүрддэг бол сэрүүн одод нь агаар мандалд төвийг сахисан атомууд, тэр ч байтугай молекулуудтай байдаг. Температур нэмэгдэхийн хэрээр одны агаар мандалд оршин тогтнох чадвартай бөөмсийн найрлага илүү хялбар болдог. О, В, А ангиллын оддын спектрийн шинжилгээгээр (T 50,000-аас 10,0000С хүртэл) агаар мандалд ионжуулсан устөрөгч, гелий, металлын ионуудын шугам, K ангиллын (50000С) радикалууд аль хэдийн илэрсэн бөгөөд M ангид ( 38000С) молекулын исэл Оддын химийн найрлага нь хүчин зүйлсийн нөлөөллийг тусгадаг: од хоорондын орчны шинж чанар, түүний амьдралын туршид одонд үүсдэг цөмийн урвалууд. Одны анхны найрлага нь од үүссэн од хоорондын материйн найрлагатай ойролцоо байна. Суперновагийн үлдэгдэл NGC 6995 нь 20-30 мянган жилийн өмнө од дэлбэрсний дараа үүссэн халуун, гялалзсан хий юм. Ийм дэлбэрэлтүүд нь сансар огторгуйг хүнд элементүүдээр идэвхтэй баяжуулж, дараа нь дараагийн үеийн гаригууд, одод бий болсон.

5 слайд

Слайдын тайлбар:

1903-1907 оны оддын өнгө. Эйнар Херцспрунг (1873-1967, Дани) олон зуун тод оддын өнгийг анх тодорхойлсон хүн юм. Одууд янз бүрийн өнгөтэй байдаг. Арктурус нь шар-улбар шар өнгөтэй, Ригель нь цагаан-цэнхэр, Антарес нь тод улаан өнгөтэй. Оддын спектрийн давамгайлах өнгө нь түүний гадаргуугийн температураас хамаардаг. Оддын хийн бүрхүүл нь бараг л идеал ялгаруулагч (туйлын хар бие) шиг ажилладаг бөгөөд М.Планк (1858–1947), Ж.Стефан (1835–1893), В.Виен (1835–1893) нарын цацрагийн сонгодог хуулиудад бүрэн захирагддаг. 1864-1928), биеийн температур ба түүний цацрагийн шинж чанарыг холбосон. Планкийн хууль нь биеийн спектр дэх энергийн тархалтыг тодорхойлдог бөгөөд температур нэмэгдэхийн хэрээр цацрагийн нийт урсгал нэмэгдэж, спектрийн хамгийн их хэмжээ нь богино долгион руу шилждэг. Одтой тэнгэрийг ажиглах явцад оддын өнгө (гэрлийн тодорхой мэдрэмжийг бий болгох шинж чанар) өөр байдгийг анзаарч болно. Оддын өнгө, спектр нь тэдний температуртай холбоотой байдаг. Янз бүрийн долгионы урттай гэрэл нь янз бүрийн өнгөний мэдрэмжийг өдөөдөг. Нүд нь хамгийн их энерги λmax = b/T (Wien-ийн хууль, 1896) агуулсан долгионы уртад мэдрэмтгий байдаг. Үнэт чулуунуудын нэгэн адил NGC 290 задгай кластерын одод янз бүрийн өнгөөр ​​гялалзаж байна. CT нэрэмжит гэрэл зураг. Хаббл, 2006 оны дөрөвдүгээр сар

6 слайд

Слайдын тайлбар:

Оддын температур Оддын температур нь өнгө, спектрээс шууд хамаардаг. Оддын температурын анхны хэмжилтийг 1909 онд Германы одон орон судлаач Юлиус Шейнер (1858-1913) хийж, 109 одны үнэмлэхүй фотометрийг хийжээ. Температурыг λmax.T=b Wien хуулийг ашиглан спектрээс тодорхойлно, энд b=0.289782.107Å.K нь Виений тогтмол байна. Бетелгейз (Хаббл телескопын зураг). Т=3000К-тай ийм сэрүүн оддод спектрийн улаан бүсийн цацраг зонхилдог. Ийм оддын спектр нь олон тооны металл, молекулуудыг агуулдаг. Ихэнх одод 2500К температуртай байдаг<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

7 слайд

Слайдын тайлбар:

Спектрийн ангилал 1866 онд Анжело Секчи (1818-1878, Итали) оддыг цагаан, шаргал, улаан гэсэн өнгөөр ​​ялгах анхны спектрийн ангиллыг гаргажээ. Харвардын спектрийн ангиллыг 1884 он гэхэд Э.Пикеринг (1846-1919)-ийн удирдлаган дор бэлтгэсэн Генри Дрэйперийн (1837-1882, АНУ) Оддын спектрийн каталогид анх танилцуулсан. Бүх спектрүүдийг шугамын эрчмийн дагуу (дараа нь температурын дарааллаар) байрлуулж, халуунаас хүйтэн од хүртэл цагаан толгойн үсгээр тэмдэглэсэн: O B A F G K M. 1924 он гэхэд үүнийг Анна Кэннон (1863-1941, АНУ) байгуулж, 1863-1941 онд нийтлэв. 225330 одны 9 боть каталог - HD каталог.

8 слайд

Слайдын тайлбар:

Орчин үеийн спектрийн ангилал Хамгийн үнэн зөв спектрийн ангиллыг 1943 онд Йеркесийн ажиглалтын төвд В.Морган, Ф.Кинан нарын бүтээсэн MK системээр төлөөлдөг бөгөөд спектрүүд нь оддын температур, гэрэлтэлтийн аль алинаар нь байрладаг. Оддын хэмжээг харуулсан Ia, Ib, II, III, IV, V, VI гэсэн Ром тоогоор тэмдэглэсэн гэрэлтүүлгийн ангиллыг нэмж оруулсан. R, N ба S нэмэлт ангиуд нь K ба M-тэй төстэй спектрийг илэрхийлдэг боловч өөр химийн найрлагатай. Хоёр анги тус бүрийн хооронд 0-ээс 9 хүртэлх тоогоор тодорхойлогддог дэд ангиудыг нэвтрүүлдэг. Жишээлбэл, A5 төрлийн спектр нь A0 ба F0-ийн хооронд байдаг. Нэмэлт үсэг нь заримдаа оддын шинж чанарыг тэмдэглэдэг: "d" - одой, "D" - цагаан одой, "p" - өвөрмөц (ер бусын) спектр. Манай нар нь G2 V спектрийн ангилалд багтдаг

Слайд 9

Слайдын тайлбар:

10 слайд

Слайдын тайлбар:

Оддын гэрэлтэх чадвар 1856 онд Норман Погсон (1829-1891, Англи) гэрэлтэлтийн томъёог үнэмлэхүй M магнитудын хэмжээгээр (жишээ нь 10 pc зайнаас) тогтоожээ. L1/L2=2.512 М2-М1. Pleiades задгай бөөгнөрөл нь хий, тоосны үүлнээс нэгэн зэрэг үүссэн олон халуун, тод оддыг агуулдаг. Pleiades-ийг дагалдаж буй цэнхэр манан нь оддын гэрлийг тусгасан тоос юм. Зарим одод илүү тод гэрэлтдэг, зарим нь сул байдаг. Гэрэлтэлт гэдэг нь одны цацрагийн хүч буюу 1 секундын дотор одноос ялгарах нийт энерги юм. [J/s=W] Одууд долгионы уртын бүх мужид энерги ялгаруулдаг L = 3.846.1026 Вт/с Одыг нартай харьцуулбал L/L=2.512 M-M буюу logL=0.4 ( M -M ​​) Оддын гэрэлтүүлэг: 1.3.10-5L

11 слайд

Слайдын тайлбар:

Оддын хэмжээг тодорхойлно: 1) Оддын өнцгийн диаметрийг (тод ≥2.5м, ойр оддын хувьд, >50 хэмжсэн) Мишельсон интерферометр ашиглан шууд хэмжих. 1920 оны 12-р сарын 3-нд Бетелгейз (α Orionis) одны өнцгийн диаметрийг анх удаа хэмжсэн = А.Мишельсон (1852-1931, АНУ), Ф.Пийз (1881-1938, АНУ). 2) Нартай харьцуулахад одны гэрэлтэлт L=4πR2σT4. Одод, ховор тохиолдлуудыг эс тооцвол гэрлийн цэгийн эх үүсвэр болдог. Хамгийн том телескоп хүртэл дискээ харж чадахгүй. 1953 оноос эхлэн одод хэмжээг хэмжээгээр нь хуваадаг: Их аварга (I) Гэрэлт аварга (II) Аварга (III) Дэд аваргууд (IV) Үндсэн дараалал одой (V) Дэд одой (VI) Цагаан одой (VII) Одой, аварга болон супер аваргуудыг 1913 онд Генри Рассел, 1905 онд Эйнар Херцспрунг нээсэн бөгөөд "цагаан одой" гэсэн нэрийг оруулсан. Оддын хэмжээ 10 км

12 слайд

Слайдын тайлбар:

Оддын масс Оддын хувьслыг илэрхийлдэг хамгийн чухал шинж чанаруудын нэг бол одны амьдралын замыг тодорхойлох явдал юм. Тодорхойлох аргууд: 1. Масс-гэрэлтэлтийн хамаарал L≈m3.9 2. Физик хоёртын систем дэх Кеплерийн 3-р боловсруулсан хууль Онолын хувьд оддын масс 0.005M

Слайд 13

Слайдын тайлбар:

Ойролцоох одод Энгийн нүдээр харах боломжгүй оддыг саарал өнгөөр ​​тэмдэглэсэн. Зориулалтын спектр. анги Magnitude Luminosity Temp,K Radius Mass Par. Оддын систем Од харах. abs. Нар G2V -26.58 4.84 1 5780 1.0 1 α Центавр Проксима M5.5Ve 11.05 15.53 0.000055 2900 0.145 0.12 0.772" Кентавр А G2V45.03. 0.907 0.747" Кентавр Б K0V 1.33 5.71 0.453 5260 0.865 1.095 Барнардын од (ß Офиучи) М4.0Вэ 9.54 13.22 0.000449 3200 0.161 0.16 6 0.547" Чоно 359 (ЦН арслан) М6.0В 13.53 16.55 0.000019 0.1251019 0.129104.000000) M5.5e 7.50 10.44 0.00555 3500 0.448 0.393" Сириус (α Canis Majoris) Сириус А А1В -1, 46 1.47 23.55 10400 1.7-1.9 2.14 0.380" Сириус Б ДА2 8.68 11.34 0.00207 8000 0.92 1.03 Луйтен У.В.е 7205.-Хятад 7205. 0.000042 2800 0.14 0.102 0.374 "BL халим m6.0e 12.52 15.85 0.000068 2800 0.14 0.109 Росс 154 (V1216 SITS) М3.5вэ 10.6 13.07 0, 000417 0.24 0.171 0.337" РоссХ2124ме (РоссХ24.В) .79 0.000108 0.17 0.121 0.316" ε Eridani K2V 3.73 6.19 0.305 5100 0.84 0.8 50 0.310 "Lacaille 9352 (CD-36°15693) M1.5Ve 9.75 0.52 0.529 0.304" Ross 128 (FI Virgo) M4.0Vn 13.51 0.00054 0.16 0.1960".

Слайдын тайлбар:

Оддын хэмжээгээр харьцуулсан шинж чанар Оддын ангилал Масс M¤ Хэмжээ R¤ Нягт г/см3 Гэрэлтэх чадвар L¤ Амьдрах хугацаа, жил Нийт оддын тооноос % 100 хүртэлх хамгийн тод супер аварга биетүүд 103–104<0,000001 >105 105 <0,000001 Сверхгиганты 50–100 102–103 0,000001 104–105 106 0,001 Яркие гиганты 10–100 >100 0.00001 > 1000 107 0.01 Хэвийн аварга 50 хүртэл > 10 0.0001 > 100 107–108 0.1 - 1 Дэд аваргууд 10 хүртэл 10 хүртэл 0.001 100 хүртэл 900.5-с хэвийн 900.-5 сек. 1-10 0.0001-10 109–1011 90 хүртэл - цагаан 5 хүртэл 3–5 0,1 10 109 - шар 1 1 1,5 1 1010 - улаан 0,005 0,1 10 0,0001 1011–1013 Цагаан одой 0,01–1010 10,17 хүртэл. 10 нейтрон од хүртэл 1.5– 3 (10 хүртэл) 8–15 км (50 км хүртэл) 1013–1014 0.000001-ээс 1019 хүртэл 0.01- 0.001