ОҚУ-Әдістемелік кешен «астрономия» пәні бойынша



жүктеу 0.59 Mb.
бет2/4
Дата25.04.2016
өлшемі0.59 Mb.
1   2   3   4
: ebook -> umkd
umkd -> Семей мемлекеттік педагогикалық институты
umkd -> 5 в 020500 «Бастауыш оқытудың педагогикасы мен әдістемесі»
umkd -> «Баспа қызметіндегі компьютерлік технологиялар»
umkd -> Гуманитарлық-заң, аграрлық факультетінің мамандықтарына арналған
umkd -> 5B050400 «Журналистика» мамандығына арналған
umkd -> Әдебиет (араб тілінде «адаб» үлгілі сөз) тыңдарман, оқырманның ақылына, сезіміне, көңіліне бірдей әсер беретін дарынды сөз зергерлерінің жан қоштауынан туған көрнек өнері
umkd -> 5В020500 «Филология: қазақ тілі» мамандығына арналған ХІХ ғасырдағы қазақ әдебиеті пәнінің
umkd -> «Өлкетану тарихы және мәдениеті»
umkd -> Қазақстан республикасы білім және ғылым министрлігі шәКӘрім атындағы семей мемлекеттік
umkd -> 5 в 011700 : -«Қазақ тілі мен әдебиеті» мамандығына арналған

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

2.Ай фазаларының ауысуы.

3.Күн және Ай тұтылулары.Олардың болу шарттары және жиіліктері.
Бұрынғы кезден бастап түнгі жарық көзі ай екені белгілі.Ай күн сияқты сол бағытта жұлдызды аспанмен қозғалады.Аспан сйерасының көрінерлік қозғалысына қарама-қарсы бағытта, бірақ күнге қарағанда тезірек қозғалады.Айдың осы орын ауыстыруларын бақылай отырын, олардың бір мезгілде фазаларының түрінің қзгеруін байқауға болады. Осындай бақылаулар нәтжесінде айдың аспандағы көрінерлік қозғалысы анықталды.Ай қозғалатын жазықтық эклиптикаға 5 не 8минут бұрышпен жанай орналасқан.Күннің жұлдыздар арасындағы көрінерлік тәуліктік айналысы 360/365,25=0.9856.Осы сиқты айдың тәуліктік айналыс жылдамдығы 360;365,25=0.9856

360:27.3217=13.1764

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

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



  1. Жаңа ай.Бұл кезде ай аспанда мүлде көрінбейді.

  2. фаза.Бірінші ширек.Айды дөңестігі оң жағнда боатын жарты дөңгелек ретінде көреміз.

  3. Толық ай.Ай толық дөңгелек ретінде көрінеді.

Тікелей бақылаулар нәтижесінде ай фазалары оның күнге қатысты орынымен анықталатынын көруге болады. Жаңа ай кезінде ай күнмен бір тұста болады,ал толық ай кезінде қарама-қарсы бағытта тұрады.Яғни жаңа ай кезінде күн мен айдың эклиптикалық бойлықтарының айырмасы 0-ге тең, ал толық ай кезінде олардың айырмасы 180 тең.




  1. Сурет. Ай фазалары

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

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

M- сидерлік ай

T- жердің күнді айналу периоды

S-синодтық ай

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



  1. Сурет .Синодтық және сидерлік айлардың айырмашылығын түсіндіру

Ай және Күн тұтылулары.

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

Жеке,толық,сақина тәрізді.

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






3-сурет. . Күн тұтылуы кезіндегі Күн, Ай және Жердің орналасулары.
Мына 3-суретте S-күн центрі, L-Ай центрі,М-жер болсын. SТО- чертеж сызығы эклиптика жазықтығымен қиылысу сызығы.Айдың максимал ендігін анықталық ол LТS-қа тең.Енді LTS= LTK+KTS тең.

Бірақ KTS=TKO+KOS7



SMO:KOS=NMS-MSO

Сондықтан біз былай жазамыз.

В=LTK+TKO=NMS+MSO

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

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

Р= TKO=TKM

P=57m3s

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

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

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

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





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

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

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

tg=sinAE+tgi

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

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


Тақырып: Астрофизика мен жұлдызды астрономия негіздері.

1. Астрофизика туралы түсінік

2 .Планеталардың қозғалыс заңдары, Кеплер заңдары

3. Космонавтика элементтері

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

Астрофизиканың негізгі зерттеу әдістері:


  1. Визуалды бақылау (жай көзбен және телескоптармен);

  2. Астрофотография. Астрограф;

  3. Астрофотометрия;

  4. Астроспектроскопия;

  5. Радиоастрономия, радиотелескоптар;

  6. Аспан денелерін космостық ақпараттармен зерттеу.

Инфрақызыл, ультракүлгін, рентген және гамма астрономия пайда

болады. Осыларға қысқаша тоқталайық.

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


  1. Лезділік. Көз арқылы сезіп үлгіре алмайтын өте тез өтетін құбылыстарды сезгіштігі, мысалы, метеориттердің ұшуын;

  2. Фотопластинка жарық әсерін біртіндеп жинақтайды. Экспозиция уақыты (суретке түсіру уақыты) неғұрлым көп болса, соғұрлым жарықтың пластинкаға әсері көп болып,өте әлсіз обьектілерді: жұлдыздарды, тұмандықтарды суретке түсіруге болады;

  3. Фотографияның документальдігі (құжаттылығы), яғни фотопластинка арқылы аспан денелерінің дамуын, өзгеруін көп уақыт өтілгеннен кейін салыстырып, зерттеп қорытынды шығаруға болады (арнаулы негатив шынылы каталог арқылы, ол кітапханада сақталған)

Астрофотометрия ­­­- аспан денелерінің шығаратын жарық сәулелерін (радиацияларын) өлшейді. Радиацияны қабылдайтын құралдар: көз, пластинка, фотоэлемент, термоэлемент, радиометр. Алғашқы үшеуінің түрлі жарық толқындарын сезгішті әртүрлі, ал кейінгі үшеуінің сезгіштігі бірдей (яғни түрлі-түсті толқындарды сезу бірдей). Көздің жақсы сезетін сәулесінің толқын ұзындығы 0,55 мк немесе 550 мк және 5500 А фотопластинка күлгін түсті жақсы қабылдайды. Айталық бір жұлдыз күлгін түстің энергиясына қарағанда екі есе артық қызыл сәулелер шығарсын, сонда көзге қызыл сәулелердің әсері фотопластинкаға қарағанда қарғанда екі есе көп болады, жарықты талдамайтын құрал көзге қарағанда 1,5 есе артық сезіп қабылдайды. Жұлдыздардың жарығын өлшейтін жарығын өлшейтін құралына байланысты жұлдыздың жалтырауын (блеск) сипаттайтын жұлдыздық шамалар визуалды (жай көзбен қарау), фотографиялық – mф , фотоэлекторлық mэл, радиометрлік - mр балометрлік деп аталады.

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


dm = -kdE/E
мұндағы dm –сезім өзгерісі, ал dE/E– тітіркендірудің салыстармалы мәні.

(*) өрнектің интегралданғанда шығатын:

m =-kInE+C

мұндағы:


к- пропорционалдық коэффициент,

с- интеграл тұрақтысы.

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

m2- m, = - к Іn Е2+ С + кІnЕ,- С = к(ІnЕгІnЕ2) = kIn Е12 бұдан In Е12 = m2 - m1/ k немесе Е12 = I m2 - m1/ k = pm2-m1 ( p = I1/K)

яғни Е12 = pm2-m1 бұл теңдіктен ондық логарифм алсақ шығатыны
Ig Е12 = (m2 - m1) I g.p.

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


Е12 = 100, ендеше m2 - m1 =5

Cондықтан, lg100 = 5lgp ---2 =5lgp

Бұдан,

lgp = 2/5=0.4



содан,

p = 100.4 = 2.5127

Сөйтіп былай жазуға болады:

lg Е12 = 0.4(m2 - m1)

Бұл Погсон формуласы немесе

Е12 = 2.512m2-m1


Бұл Погсон формуласының екінші жазылымы.

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



2.Кеплер заңдары

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



  1. Кеплердің бірінші заңы:

Әрбір планета эллипс бойымен қозғалады, оның бір фокусында күн орналасқан.

АП-эллипстің үлкен осі

ВД-эллипстің кіші осі

О- эллипстің центрі

АО-эллипстің үлкен жарты осі

ВО-эллипстің кіші жарты осі

S-оң фокус.Күн орны.

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

һ 1+ e cos φ

Мұнда, е –планетасының эксцентрисітеті

Р-планета параметрі

Р= а(1-е2)

r-планетаның радиус векторы

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

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

r n +ra

2

Мұндағы:


r n-планетаның Күннен перигейлік ара қашықтығы

ra-планетаның Күннен афелидік ара қашықтығы

П нүктесі – перигелий деп аталады.

А нүктесі – афелий деп аталады.

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

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

Бұл есте болу керек.

Планета орбитасының эксцентриситеті деп аталады, сонда OS=ae

Енді ra және r n ара қашықтығын табайық.

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

rП =a-ae=a (1-e);[rП= a (1-e)]

PA=a+ae=a (1+e);[rП= a (1+e)]

Күн мен Жердің ара қашықтығы:

149,6*106 км=150 млн км =1а.б.

Кеплердің екінші заңы:

Планетаның радиус векторы r бірдей уақыттар аралығында тең аудандар сызады.

Штрихталған аудандар бірдей t уақытта сызылып тұр.

Кеплердің екінші заңының салдары :


Планетаның перигейлік жылдамдығы афпогейлік жылдамдығынан көп болады, яғни VП> VA

Кеплердің үшінші заңы.

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

T12 a13

T22 a23

Ал егер T2=T=1 жыл

а2 = a=1a.б. болса, онда (3)-тен

T2 = a3

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

T=√a3=a√a,

T=a√ a

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

(4) өрнектен а табалық.

а =3√Т2

Бұл өрнек арқылы планета орбитасының үлкен жарты осін есептеуге болады.

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



  1. Ж.С.С. эллипс бойымен қозғалады, оның 1 фокусында Жердің массасының центрі болады.

  2. Серіктің радиус векторы тең уақыт аралығын бірдей аудандар сызады.

  3. Серіктердің айналу периодтарының квадраттарының қатынасы, олардың орбиталарының үлкен жарты осьтерінің кубтерінің қатынасындай болады.

3. Тұңғыш рет Қазақстанда 1991 жылы 2–10 қазанда Тоқтао Әубәкіров орбиталдық Мир станциясымен космосқа ұшты. Қазақстанның екінші космонавты Талғат Мұсабаев 1994 жылы 1 –ші шілдеде орбиталдық Мир станциясының ботринженері болып Байқоңырдан 176 тәулікке ұшырылды.Қазақстан Республикасы Талғат Мұсабаев сияқты ұлдарын мадақтап, қуанады, өйткені оның аты дүниежүзіне белгілі болды. Т.Мұсабаев екінші рет 1998 жылы 29-шы қаңтарда Мир орбиталдық станциясының экипаж командирі болып Николай Бударин бортинженері болды, ал Франция космонавты Леопольд Эйард зерттеуші қызметін атқарды. Мұсабаев пен Бурадин 194 тәуліктен кейін жерге қайтып оралды. Талғаттың екінші рет ұшуы Қазақстан космонавтикасының зерттеу бағдарламасына үлкен үлес қосты. Талғаттың келесі космосқа ұшуы 2001 жылы мамыр айында белгіленген еді, бірақ ақпан айында орбиталдық Мир станциясы Тынық мұхитынатүсірілді де, Талғат космосқа ұшпай қалды. Совет космонавтикасының дамуы Ю.А.Гагаринның космоқа ұшуынан басталады. Гагариннен кейін Космоста 18 тәулік Герман Титов болды, ол жер бетін алғаш рет космостан суретке түсірді. 1965 жылдың наурыз айында космонавт А.А.Леонов тұңғыш рет корабльден космос кеңістігіне шықты. 1966 жылы Луна-10 автоматты станциясы Айдың жасанды серігіне айналды. Луна-9 және Луна-13 автоматты станциялары Ай бетіне жайлап қондырылды. Одан кейін космонавтар Попович пен Николаев топтасып ұшты, содан соң тұңғыш космонавт әйел В.Терешкова Восток-5 кораблімен ұшып қонды. Содан кейін дүниежүзінде бірінші болып көпорынды корабль ұшырылды (Комаров, Феоктистов,Егоров). Бұлар жерге дұрыс қона алмай, апатқа ұшырады. Луна-14 және Луна-15 автоматты станциялары Айға жол салды. Луна-16 автоматты станциясы алғашқы рет бір уыс топырақты қыраттау жерден жеткізді. 1969 жылдың 24-ші шілдесінде адам баласының табаны Айға тиді. АҚШ астронавтары Армстронг, Олдинг- Аполлон-11 автоматты станциясы арқылы Ай бетінде болды. Бұлар түсерде Айдың айнала астронавт Коолинск ұшып жүріп одан екі астронавт отырған кабина бөлініп түсті. Осы кезде Венера планетасында қарай Венера-1, Венера-16 автоматты станциялары ұшырылды. Венера-7 және Венера-8 автоматты станциялары жерге Венера планетасы туралы бұрын белгісіз мәліметтер жеткізді. Венера планетасының температурасы 500°С, ал қысымы 90 атм., жерге қарағанда 100 еседей артық. Сол сияқты осы кезеңге Марс планетасына қондырылып, одан алынған құнды мәліметтер жерге жіберілді, сөйтіп бұл кезеңде жүргізілген дәрігерлік-биологиялық зерттеулер адам баласының тек қана тапсырмаларды орындау үшін жұмыс қабілеттері жеткілікті екенін көрсетеді.

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

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

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

Допплер-Белопольский принципі

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

V = ^я/я с

Мұндағы дя = л, - л,у, = с,

с- жарық жылдамдығы (вакуумдегі).

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

Допплер принципін түсіну үшін мына суретке көз салыңдар.

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



1   2   3   4


©netref.ru 2017
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет