Лкен не алып кометалар 3 страница

Галилео Галилей Арчетри, Флоренция альян философы, математик, физик, механик және астроном, табиғаттану ғылымдарының негізін салушы, өз заманындағы ғылымға өте қатты әсер еткен. Ол ұлы ғалым болумен бірге, музыкант, суретші, ақын, әдебиетші де болған.

Ол Италияның Пиза қаласында 1564 жылдың он бесінші ақпанында кедейленген ақсүйек отбасында туған. 1581 жылы Пиза университетіне түсіп, медицинаны оқып үйренеді. Мұнда ол Аристотель, Евклид, Архимед еңбектерімен танысады. Сөйтіп,геометрия мен механикаға әуестенген Галилей медицинаны тастайды. Кейін Флоренцияға қайта оралып, төрт жыл бойы математиканы зерттейді. 1589 жылы Пизада математика кафедрасын қабылдап алып, ғылыми жұмысын онан әрі жалғастырады. Аристотельге қарсы "Қозғалыс туралы сұхбат" деген еңбек жазады.

1592 жылы Падуяда математика кафедрасын басқарады. Бұл кезең (1592 — 1610) Галилей шығармаларының көмеліне келген шағы болатын. Тепе-тендік принципіне негізделген машина жайлы зерттеуі, дененің еркін түсуі, дененің көлбеу жазықтықтағы қозғалысы, көкжиекке бұрыш жасай лақтырылған дененің қозғалысы, маятник тербелісінің изохрондығы туралы жаңалықтары осы кезеңге жатады. Галилей өзінің алғашқы телескопын (1609) құрастырады да, осы телескоптың көмегімен Шолпан планетасының фазасын, Күндегі дақты, Юпитердің төрт серігін, Сатурнның сақинасын ашты.

Дін басылары Н.Коперник іліміне тыйым салған соң (1616), Галилей ұзақ уақыт үй тұтқынында ұсталды. 1630 жылы "Әлемнің екі негізгі жүйесі туралы сұхбат" деген еңбегін Римге алып келді. Мұнда Коперник пен Евклидтің дүние жүйелері қаралған еді.

1637 жылы Галилей екі көзінен айырылады. Галилей XVII ғасырдағы механика, оптика және астрономия ғылымдарының дамуына елеулі үлес қосты. Ол ашқан жаңалықтар дүниенің гелиоцентрлік жүйесі туралы ілімнің жеңіп шығуына ықпал етті. Статика тарихы Архимедтен басталса, динамика тарихы Галилейден басталады.

Галилей ашқан жаңалықтар дүниенің гелиоцентрлік жүйесі туралы ілімнің жеңіп шығуына ықпал етті. Галилей 1642 жылдың сегізінші қаңтарында Флоренция маңындағы Арчетри қаласында дүние салды.

Айналысқа итальяндық ғалым Галилео Галилей астрономия жаңалықтардың көп жасады. 1609 жылы ол (ол білген Голландияда 1608 жылы телескоп өнертабысқа туралы) шағын телескоп жасаған және аспан денелерiн бақылау оны қолданылады. Олардың нәтижелері Коперника теориясын растады, аспанға Галилео оның телескоп айналды.

Астрология — аспан шырақтары мен адамдар арасында байланыс бар деп есептейтін ілім; орта ғасырларда таралған, қазір де келешекті болжап айту үшін (гороскоп құрастыру үшін) астрологтар пайдаланады. Табиғат құбылыстарның шын мәнісін түсінбеген ертедегі адамдар аспан шырақтарын да құдай деп қастерлеп, оларға табынатын болған. Міне, сондықтан да абыздар планеталарды өздері табынатын құдайларының атымен Юпитер, Марс, Венера т.т деп атайтын болған. Осыдан барып аспан денелері жер бетіндегі уақиғаларға, адамның тағдырына әсерін тигізеді деген сенім туды. Аспан шырақтарының аспандағы орнына қарап жердегі уақиғаларды жеке адамдардың тағдырын күні бұрын болжайтын жалған ғылым – астрология- әсіресе орта ғасырларда Еуропада күшті өркендеді. Патшалар, корольдер, князьдар, т.т Күннің,Айдың, планеталардың орнына қарап келешекті болжап отыратын қолдарына арнаулы адамдарды ұстады. Бала туысымен астролог оның келешегі қай планетаның ықпалымен, қандай болып өтетінін болжап жазып қоятын болған. Юпитердің таңбасының астында туған кісі жауынгер болады, т.т деп сенетін.

№58. Ғаламдағы материя түрлері.-алуан түрлі формада болатын әрі ұдайы өзгеріп отыратын, кеңістік пен уақыт бойынша шеті де, шегі де жоқ бүкіл дүние. Ғаламды зерттеумен тікелей шұғылданатын ғылым – астрономия. Ал барлық ғылым білімге негізделген Ғалам жөніндегі пайымдаулар космологияның мәселесі болып есептеледі. Ғалам туралы ұғымның дамуы бірнеше кезеңге бөлінеді. Ғаламның шексіздігі туралы алғашқы пікір ежелгі дәуірдегі грек ғалымы Гераклиттің (б.з.б. 5 ғ.) еңбектерінде кездеседі. Ол Ғалам мәңгілік, аспан денелерін құрайтын материя жаңадан жасалмайды және жойылмайды деп тұжырымдаған. Гераклиттің көзқарасын Демокрит, Эпикур және Лукреций одан әрі дамытқан. Одан кейінгі дәуірлерде Жердің шар тәрізді екенін және аспан шырақтарының бір-бірінен алшақтылығын анықтауға байланысты зерттеулер (Пифагор, Аристотель, Эратосфен) жүргізілген. Жердің шар тәрізділігі туралы түсінікке сүйеніп, грек философы Филолай (б.з.б. 5 ғ.) және грек астрономы Аристарх Самосский (б.з.б. 4–3 ғ-лар) Жердің қозғалатындығы жөнінде жорамал жасаған. Птолемей негізін қалаған дүниенің геоцентрлік жүйесі шіркеудің қолдауымен Қайта өркендеу дәуіріне дейін үстемдік еткен. Н.Коперниктің «Аспан сферасының айналысы туралы» атты кітабы космогонияда ғыл.-зерттеуге жол ашты. Жерді аспан денелерінің бірі деп санаған Коперниктің пікірін Дж. Бруно одан әрі дамытып, жұлдыздар әлемі шексіз деген тұжырымға келді. Коперник қалыптастырған дүниенің гелиоцентрлік жүйесі Ғалам туралы ғылымның негізіне айналды. Біз мекендеген Жер де, басқа планеталар, құйрықты жұлдыздар мен метеорлық денелер тәрізді, Күн жүйесінің құрамына енеді. Күн жүйесінің диам. 10 млрд. км-дей. Бұл қашықтықты жарық 10 сағ-қа жуық уақытта жүріп өтеді.

20 ғ-дың 30-жылдарының соңындағы зерттеулердің (В.Я.Струве, Ф.В.Бессель, Т.Гендерсон) нәтижесінде Ғалам жөніндегі адамзат білімінің шегі кеңейе түсті. Галактиканы (Құс жолы) зерттеуге байланысты жұмыстар кеңінен жүргізілді. Сөйтіп, Күн жүйесінің өзі Галактиканың құрамына енетіні дәлелденді. Галактиканың мөлшері мен құрылысы дәлірек анықталды. Бұл аса күрделі жүйенің диам. шамамен 30 мың пк-ке (шамамен 100 мың жарық жылы) жуық. Кейінірек Ғалам кеңістігінде біздің Галактика тәріздес миллиондаған басқа да галактикалардың бар екендігі анықталды. Зерттелген галактикалар жиыны Метагалактика деп аталады. Астрономия аспаптардың көмегімен Метагалактиканың бірнеше млрд. пк қашықтықтағы кейбір бөліктерін бақылауға болады. 1963 ж. бұдан да алыс қашықтықтағы квазарлар ашылды. Ғ-ның зерттелген бөлігінің шектеулігі кеңістіктің шексіздігі туралы идеяға ешқандай қайшы келмейді. Өйткені қазіргі физ. көзқарас бойынша кез келген нақты не болжалды жүйенің алатын көлемі осы жүйеге қатысты әр түрлі жылдамдықпен қозғалатын бақылаушылар үшін бірдей болмайды. Метагалактиканың белгілі бір бақыланған бөлігінің қасиеттерін бүкіл Ғ-ға таратуға және сол арқылы бүкіл Ғ-ды түсіндіруге болады деген Ғ. құрылысының әр түрлі теориялары бар. Мұндай жеңілдетілген сұлбалар көптеген нақты зерттеулер үшін өте құнды болып есептеледі. Өйткені олар ғаламның үлкен көлемінің қасиеттерін зерттеуге мүмкіндік береді. Дегенмен, алдын ала жиналған жорамалдар шартты екендігін ұмытпау керек. Шын мәнісінде, жұлдыздық астрономияның көптеген есептерін шешу кезінде Галактиканы шексіз созылып жатыр деп ұйғару қолайлы болады. Бірақ зерттеуші нақты есептерді шешу кезінде, Галактиканы шексіз деп есептей отырып, мұндай ұйғарымның шартты екендігін түсінеді. Дәл осы тәрізді жеңілдетілген ұйғарымдарға негізделген және дербес зерттеулерге арналған теор. сұлбалар да бүкіл ғаламның теориясы бола алмайды. Сонымен біз ғаламның ең жалпы немесе ең ірі масштабтағы қасиеттерін айтқанда, Метагалактиканың қасиеттері мен құбылыстарын түсінуге болады. 20 ғ-дың 70-жылдарында әр түрлі елдердегі астрономдардың ұжымдық еңбектерінің нәтижесінде Метагалактиканың мынадай маңызды қасиеттері анықталды:

Галактикалар Метагалактикада бірқалыпты таралмаған; олардың көпшілігі галактикалар шоғырлары мен топтарына жинақталған;

Галактикалар бір-бірінен, жуық шамамен, орналасу қашықтығына пропорционал болып қашықтайды (мыс., бір-бірінен он млн. пк қашықтықтағы галактикалар 600 км/с жылдамдықпен қашықтайды). Бұл ұлғаю, Доплер принципіне сәйкес, галактикалар спектріндегі спектрлік сызықтардың қызыл ығысуы ретінде байқалады. Мұндай алып құбылыс, көбінесе Ғаламның ұлғаюы деп аталады;

Ғ-ның біз орналасқан бөлігі миллиметрлік радиотолқындар диапазонындағы радиосәулемен бірқалыпты толтырылған.

Ондай радиосәуленің тығыздығы темп-расы 3 К-ге тең абсолют қара дененің сәулесіне сәйкес келеді. Бұл сәуле реликт сәуле деп аталады. Реликт сәуле, өткен ерте дәуірдегі Метагалактиканың пайда болу бастамасына байланысты сәуле шығару процесінің қалдығы деп жорамалданады. 20 ғ-дың ортасына дейін Ғ-ның бізге бақыланатын бөлігіндегі заттың басым бөлігі жұлдыздарға, ал оның аз ғана бөлігі жұлдызаралық заттарға, планеталар мен құйрықты жұлдыздарға шоғырланған деп ұйғарылып келді.Сонымен ғаламдағы заттың басым бөлігі галактикаларда шоғырланған деген тұжырым ғаламның нақты бейнесін едәуір дәлірек сипаттай алады. Дегенмен, тек галактикалар ғана бақыланатын ғаламның ең ірі құрылымдық бірліктері деп есептеуге болмайды. Бірсыпыра зерттеулер галактикалар шоғыры мен топтарынан да гөрі үлкен жүйелер – галактикалардың асқын шоғыры болатындығын дәлелдеп отыр. Қорыта айтқанда, ғаламның бақылауға қолайлы бөлігінің бір текті еместігі және топталу тенденциясы – ғаламға өте тән белгі. Жұлдыздар мен жұлдызаралық зат иондалған газдан құралған. Бұл ғаламдағы заттың негізгі физ. пішіні қатты зат та, сұйықтық та, бейтарап газ да емес, иондар мен электрондардан тұратын плазма деген қорытынды жасауға мүмкіндік береді. Ғ-ды құрайтын әр түрлі жүйелердің, сондай-ақ денелердің эволюциясындағы көптеген процестердің ашылуы бақылау деректері мен теор. есептеулердің негізінде ғарыш эволюциясының заңдылықтарын зерттеуге мүмкіндік берді. Мұндағы маңызды міндеттердің бірі – ғарыштық нысандар мен олардың жүйелерінің жасын анықтау. Ғарыштық денелердің не жүйелердің жасының сипатын анықтай отырып, олардың «пайда болу сәті» деп мынадай екі сандық баға түсініледі:

бақыланатын күйде тұрған жүйеге кететін уақыт;

берілген жүйенің пайда болуы мен жойылуының арасындағы толық уақыт.

Басқа галактикалардың да бір айналымына кететін уақыт осымен шамалас. Сонымен галактикалардың орташа жасы 10 млрд. жыл деп есептеледі. Галактикадан тыс астрономияның деректері бойынша, кейбір галактикалар шоғырлары мен топтарының айналу жылдамдықтарының өте үлкен болуы себебінен, тартылыс күші оларды шоғырлар мен топтарда ұстай алмайды да, ыдырайды. Көптеген жағдайда, ыдырауға кететін уақыт 1–2 млрд. жыл деп есептеледі. Дегенмен, 200–500 млн. жылдан кейін ыдырайтын галактикалар да белгілі. Мұның өзі галактикалар арасында, кейде өте жас нысандардың да кездесетінін, яғни Метагалактиканың қазіргі даму кезеңінде жаңа галактикалардың пайда болу процесінің жүріп жатқандығын көрсетеді. Ғ-да бір-бірінен алыс тұрған метагалактикалардың болатындығын дәлелдейтін фактілер әзірше жоқ. Кеңістіктің мұндай үлкен көлемінде Евклид геометриясының принциптерін қолдануға болмайды. Бұл қатыстар топологиялық жағынан да күрделі болуы мүмкін. Сондықтан бүкіл ғаламның жасы туралы айту әлі ертерек. Квазарлар мен квазижұлдыздар ашылғаннан кейін Ғ-ның бұрынғы күйін зерттеудің жаңа мүмкіндіктері туды. Оларды бақылай отырып, Метагалактиканың сол аймағы жөнінде белгілі бір тұжырым жасауға болады. Бақылаулардың қорытындысын талдау нәтижесінде Метагалактиканың өте ертедегі бұрынғы күйі қазіргі күйінен мүлдем өзгеше болғандығы анықталды. Сонымен Метагалактика ылғи да эволюция үстінде деген тұжырым дәлелді болып есептеледі. Алып галактикалар 100 млрд-тан астам жұлдыздан, ал Метагалактика 100 млн-нан кем емес жұлдыздан құралатындықтан ғаламдағы жұлдыздардың саны 1019-нен астам деп есептеледі. Сондықтан мұндай кейбір жұлдыздардың төңірегінде органик. өмірдің, сондай-ақ Жерден тыс өркениеттің болу мүмкіндігі теріске шығарылмайды.

№59. Күн атмосферасының құрылысы

Атмосфера деген атау гректің екі сөзінен: atmos –ауа және phaira-шар,алынған. Көбіне өзіміздің тіршілігімізде қолданытынауаны біз атмосфера деп атай береміз. Бірақта, бұл ұғым дұрыс емес, себебі ауа атмосфераньң негізгі бөлігінің бірі ғана. Атмосфера әр түрлі газ, су буы және ауа тозаңы бөлшектерінің қоспаларынан тұратын Жердің газ тәрізді қабыкшасы. Ауа осы газды қабаттың жреге жақын орналасқан бөлігінде шоғырланады және бұл ең тығызды қабат болып саналады.
0С кезіндегі биіктігі 760 мм сынап бағынасына тең ауа қысымы өлшем бірлігі болып саналады. Интернационалдық жүйе бойынша км – 101, 325 кПа-ға тең. Атмосфераның жалпы массасы 5,51.10/15 тоннаға (500 тирллион т) жуық, оның ішінде оттекке клетіні 105 триллион тонна, жыл сайын жұмсалатын оттектің мөлшері 0,01%. Планетедағы оттекті тірі заттектер 5200-5800 жылда тоық жаңартады. Ал оның барлық массасы тірі организмдер арқылы шамамен 2000 жылда өтеді. Атмосфералық көмір қышқылының тірі организмдер арқылы өтуі 300-395 жыл аралығында.
Атмосфераның құрылысы мен құрамы. Атмосфера жер бетінен жоғары қарай шамамен 3000 км-ге дейін созылады. Жоғарылаған сайын атмосфера-ның химиялық құрамы мен физикалық қасиеттері өзгереді. Температураның өзгеруіне байланысты атмосфера бірнеше қабаттарға (сфераларға) бөлінеді.
Жер бетіне ең жақын орналасқан қабатты тропосфера деп атайды. Бұл қабат жер белдеулерінен 7-10 км-ден (полярлық бөліктерде) 16-18км (экватор үстінде) биіктікке дейін созылады. Бұл қабатта ауаның 80%-ке дейін жинақталады. Тропосферадағы ауа әр түрлі бағытта әр түрлі жылдамдықпен үнемі тәртіпсіз қозғалып, өзгерып отырады. Қозғалыс нәтижесінде құрғақ ауа ылғалды ауамен, жылы ауа салқын ауамен алмасып тұрады. Негізгі бұлттардың түзелетін жері жылы қабат. Циклондар мен антициклондар осында өрбіп, өшіп отырады. Осыған қарай жер бетіндегі ауа райы тропосфераға қатынасты.
Атмосферадағы бөлшектср өздері таралған кеңістікте толассыз козғалыста болғандықтан, көлемі мен пішінін сақтамайды. Сондыктан ауаның белгілі бір жерде қысымы артса, қысымы аз жаққа ауысып отырады. Ауаның осындай козғалысынан жел пайда болады. Жер бетінен әр шақырымға көтерілген сайын ауаның температурасы 6,5 "С төмендеп отырады да, ал 18-20 км биіктікте төмендеу тоқтатылып, температура тұрақталады, шамамен — 56 "С болады. Атмосфераның бұл бөлігін тропопауза дсп атайды.
Жер бетінен 20-50 км биіктікте орналасқан келесі кабат –стратосфе-ра. Ауаның қалған бөлігі осы кабатта болады, жел екпіні төменгі кабаттармен салыстырғанда мұнда оте баяу келеді. 25 км биіктіктен кейін бұұл кабаттың жоғары бөлігінде әр шақырымға көтерілген сайын температура орта есеппен 6 "С-ге жоғарылап отырады. 46-54 км биіктікте орналаскан аралық стратопауза кабаты, онда температура 0 "С шамасында.
Атмосфераның 55-80 км биіктігінде орналасқан кабат - мезосфера. Бұл қабатта әр шақырымға жоғары көтерілген сайын температура 2-3 "С-ге төмендеп отырады. Келесі мезопауза деген қабатта түрақталған температура мөлшері 75 - 90 "С шамасында.
Жоғарыда қаралған кабаттардың үстіндегі атмосфера қабатында газ молекулаларының иондарға ыдырау қабілеті өте жоғары болғандықтан, оған ионосфера деген атау қолданылады. Бұл қабаттың калыңдығы бірнеше мыңдаған км-ге дейін созылады. Атмосфера қабатының нақты шекарасы аныкталмаған. Жер серікіері мен ракеталар арқылы алынған деректер бойынша атмосфера 10-20 мың км биіктікке дейін жайылған. Атмосфераның ең үстіндегі қабатын экзосфера деп атайды. Атмосфералық газдардың экзосферадан әлем кеңістігіне шашырай бастауына байланысты, осы қабатты планета аралық кеңістік деп те есептейді.
Атмосфераның химиялық құрамы 90 км биіктікке дейін тұрақты. Күннің ультракүлгін сәулелерінің әсерінен 90' км-дейін жоғары жатқан атмосфера кабаттарында бұл тұрақтылық бұзылады, осыған орай оның химиялық кұрамы да тұрақсызданады.
Космонавтар (Сагдаев, Зайцев 1975ж) жүргізілген зерттеулер нәтижелеріне сүйенсек, 250-300 км биіктікте атмосфераның негізгі компоненті атомарлық оттек, 500-600 км-гден жоғары биіктікте атмосфераның негізгі құрамы – гелий мен сутек, атмосфераның ең сыртқы жоғарғы қабатын (1600 км жоғары) құрушы компонент автомарлы сутек.
Ауаны көп компоненттен тұратын газды ерітінді деп айтуға болады. Оның құрамдық бөлімдерін негізгі үш топқа бөлуте болады: тұрақты өзгеріп тұратын және қосалқы. Біріншіге оттек (21,0 %), азот (78,1%) және инертті газдар (шамамен 1%) жатады.ауа сынамасының қай жерден алсақ-та осы газдардың атмосферадағы көлемі тұрақты болып келеді. Жалпы молекулалык. массасы (28,98). Екінші топқа көмір қышкыл газы (0,02 - 0,04%) мен су буы (4% –ке дейін) жатады.

Ластағыштардың атмосферада таралуын анықтайтын ең негізгі параметрге олардың атмосферада болатын уақыты жатады. Осыған байланысты ластаушы заттектердің өзі немесе шығарындылар үш түрге бөлінеді:
* әлемдік көлемде ластайтындар - кай жерде шығарылса да қоршаған ортада әлемдік аумақта тарайтын кабілеті барлар, атмосферада көп уақыт бойы (бірнеше жыл немесе айлар) сақталатьн шығарынды (тастанды) заттектер (көмір кышқыл газы, фреондар, жартылай ыдырау мерзімі бір айдан жоғары
радионуклидтср);
* аймақтық. (региондьқ) көлемде ластайтындар (бірнеше мемлекеттердің территориясы немесе бір елдің едәуір әкімшіліктік бөлігі кіруі мүмкін) - үлкен аймақты ластайтын, бірақ-та оның мөлшері осы жердің шекарасынан асқасын тез төмендегеніне қарамай ластанудың іздік мөлшерде жан-жаққа таралып, шектеулі уақыт (әдетте бірнеше тәулік) бойы атмосферада сақталатын шығарынды заттектер (күкірт пен азот оксидтсрі, пестицидтер, ауыр металдар);
* жергілікті көлемде ластайтындар (бір жердің шеңбсрінен аспайтын) - атмосферада аз уақыт қана сақталатын шығарынды заттектер (ірі дисперсиялык аэрозольдар, күкіртті сутек және басқа заттектер, сонымен қатар жоғарыда келтірілген түрлердің өкілдері, мысалы, аласа көздерден шығатын күкірттің, азотгың, т.б. оксидтері)..

60. Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Жұлдыздардың кеңістік жылдамдығы.

Біздің Құс Жолы атты, спираль тәріздес галактикамыз шамамен 150 млрд жұлдыздан құралған, оның өзінің ядросы мен бірнеше спираль тәріздес тармақтары бар. Оның мөлшері 100 мың жарық жылына тең. Біздің галактикамыздағы жұлдыздардың басым көпшілігі қалыңдығы 1500 жарық жылындай болатын алып “дискінің” ішінде шоғырланған. Қазіргі кезде біздің галактикамыз космос кеңістігінде секундына 550 км жылдамдықпен қозғалып келе жатыр. Оның екі серігі — Үлкен және Кіші Магеллан бұлттары бар. Галактиканың диаметрі экватор бойынша 3•08•1013 шақырымға тең. Галактика жұлдыздары ядроны айналатын қозғалысы күрделі болады және бұл қозғалыс басқа қатты және сұйық заттардың қозғалысынан мүлдем бөлек. Жұлдыздардың айналу периоды олардың массасына және галактикалық орталықтан орналасу қашықтығына байланысты әртүрлі болады.

Ең жақын жұлдыздармен салыстырғанда Күн Лира шоқжұлдызына қарай 20 км/сек жылдамдықпен қозғалып келеді. Сонымен қатар Күн өзінің көршілерімен бірге галактика кеңістігінде Аққу шоқжұлдызына қарай 250 км/сек жылдамдықпен айналып келеді.

Жұлдыз – "тұрақты жұлдыз" деп те аталады, салмағы ерекше ауыр, өзінен тұрақты жарық шығаратын, "өртенген" — термоядролық реакция жасайтын, плазмалық газ күйдегі аспан денесі. Марс та, Шолпан да, құйырықты жұлдыз да жай тілмен жұлдыз есептеледі.

Жұлдыздың радиалды жылдамдығын есептеу

Жұлдыздардың күнге салыстырмалы қозғалысы сол жұлдыздың жасы мен келіп шығуы туралы, сондай-ақ айналасындағы галактикалардың құрылымы мен өзгерісі туралы пайдалы ақпар береді. Бір жұлдыздың қозғалысы радиалды жылдамдығын және аспанды кесіп өтудің импульс моментін қамтиды. радиалды жылдамдық жұлдыздың күнге салыстырмалы жақындау, не алыстауына қаратылса, ал импульс моменті оның өз бетінше қозғалысына қаратылады.Радиалды жылдамдық жұлдыз спектріндегі Доплер ауысымын өлшеу арқылы анықталады, оның бірлігі Км/сек. Жұлдыздың өз бетінше қозғалуынан туған импульс моментін тауып шығу нәзік астроесептеулер арқылы орындалады, оның бірлігі миллионнан бір доғалық секунд (МП)/жыл. Жұлдыздардың көріну парқын өлшеу арқылы нақты жылдамдықты есептеуге болады. Егер жұлдыздың жылдамдығы жоғары болса, ол сөзсіз күнге біршама жақын болғаны.Екі жылдамдық та өлшенген жағдайда оның күн жүйесі кеңістігіне салыстырмалы қозғалысын есептеп шығаруға болады. Жақын маңдағы жұлдыздарда бірінші әулет жұлдыздарының жылдамдығы екінші әулет жұлдыздарынан төменірек болады. Кейінгілері жазыққа бейім эллиптис орбитада айлналады.Белгілі бір жұлдызды есептеу арқылы қасындағы одақтас, не қосар жұлдызының жылдамдығын да есептеп шығуға болады. Олар ортақ молекулялрық тұмандықтан келіп шыққан жағдайда, қозғалыстарында белгілі бір ортақтық ерекшеліктер болады.

Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтаудың негізгі әдісі – Жердің күн төңірегінде айналуын негізге ала отырып, жұлдыздардың көрінерлік орын ауыстыруын өлшеу. Сондықтан, Доплер принципі бойынша жұлдыздың айналу жылдамдығын анықтауға болады. Температурасы жоғары (экватор аймағында) жұлдыздар 100 – 200 км/с және одан да артық жылдамдықпен ал температурасы салқындау жұлдыздар одан кем, яғни секундына бірнеше км жылдамдықпен айналады

Жұлдыздың өз өсінде айналуын спектрометриялық құрылым арқылы өлшеуге болады, немесе жұлдыз дағының жылжуымен де шамалауға болады. Жас жұлдыздар өз өсінде тез айналады, экваторында жылдамдық 100Км/сек -ке дейін жетеді. Сондықтан оның экваторының радиусы екі полюсіне қарағанда 50% үлкен. Мұндай жылдамдық Ахернарды бөлшектеп тынатын 300Км/сек жылдамдықтан сәл кішкене ғана болып тұр. Салыстырма үшін айтсақ, күн 25 – 35 күндік периодта өз өсін бір рет айналып шығады. Экваторындағы жылдамдық бар болғаны 1.994Км/сек қана. Жұлдыздың электромагнит өрісі мен жұлдыз дауылы негізгі тізбектегі жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығын ақырындатады, өзгерісіне де ықпал етеді.Тығыз жұлдыздар тығыз материяны пайда қылады, өз өсінде тез айналады. Төмен жылдамдық Импульс моментін тұрақты сақтайды. Егер жұлдыздың көлемінде өзгеріс болса, ол міндетті түрде жылдамдығына әсер етеді. Көп санды импульс моментін сыртқа қарай созылған жұлдыз бораны мен жұлдыз шудасы әлсіретеді.

Дата добавления: 2015-05-26