Абай атындағы ҚазҦпу-нің Хабаршысы, «Жас ғалым. Ізденістер. Мәселелер. Зерттеулер» сериясы, №1(7), 2016 ж

Вестник КазНПУ имени Абая, серия «Молодой ученый. Поиски. Проблемы. Исследования», №1(7), 2016 г. 
99 
visible and infrared radiation form so-called optical area of a range. Allocation of such area is caused not only proximity of the 
corresponding sites of a range, but also a community of the methods and devices used for their research. The XVII century is 
called by right "the Golden Age of optics". At this time new properties of light were open, the telescope and a microscope are 
invented. The modern astronomy is all-wave and vsekorpuskulyarny, experimental and evolutionary science. 
Keywords: Electromagnetic, x-rayed, pulsar, optical, neutron stars, satellite, galaxy, radio waves, solar cosmic rays 
 
УДК: 539,17 
 
РЕАКЦИИ ОБРАТНОГО β - РАСПАДА В ВЫРОЖДЕННОМ ЭЛЕКТРОННОМ ГАЗЕ 
 
Патман Абдул Фатах – КазНПУ им. Абая магистрант 2-курса по специальности 6М011000 – «Физикa», 
Научный руководитель: PhD, ст.преп. Насирова Д.М. 
 
В даной статьи расматревается реакции обратного бета распада в выражденном электронном газе. 
Ключевые  слова:  Диаграмма  Герцшпрунга-Рассела,  Белый  карлик,  Бета  распад,  Обратный  бета  распад, 
выражденый электроный газ 
 
Ввдение: 
Во  Вселенной  существует  множество  различных  звезд,  они  классифицируются  по  спектральному 
классу. Большинство звезд расположены на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.  
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела: [ википедия] (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрун-
га  –  Рессела,  Расселла,  или  просто  диаграмма  Г-Р  или  диаграмма  цвет  –  звѐздная  величина,  спектр  – 
светимость) показывает зависимость между абсолютной звѐздной величиной, светимостью, спектраль-
ным классом и температурой поверхности звезды. Звѐзды на этой диаграмме располагаются не случайно, 
а образуют хорошо различимые участки. 
Была  предложена  примерно  в  1910  году  независимо  Эйнаром  Герцшпрунгом  (Дания)  и  Генри 
Расселом  (США).  Диаграмма  используется  для  классификации  звѐзд  и  соответствует  современным 
представлениям о звѐздной эволюции. 
Диаграмма даѐт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному 
классу.  Особенно  для  спектральных  классов  O—F.  Для  поздних  классов  это  осложняется  необходимо-
стью  сделать  выбор  между  гигантом  и  карликом.  Однако  определѐнные  различия  в  интенсивности 
некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.  
Около 90% звѐзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена термоядерны-
ми реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировав-
ших звѐзд – гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжѐлых элементов. В левой нижней 
части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики. 
 
 
Белый карлик 
Характер синтеза в звезде зависит от ее массы, которая определяет значения гравитационных сил(чем 
болбше масса звезды, тем выше степень сжатия вещества в ней и значение максиманьной температуры в 
центральном слое. 
Согласно теоретическим оценкам в звезде с массой меньше 0,08Мӛ протекание термоядерных реакций 

Абай атындағы ҚазҦПУ-нің Хабаршысы, «Жас ғалым. Ізденістер. Мәселелер. Зерттеулер» сериясы, №1(7), 2016 ж. 
100 
невозможно ( включая реакицю горения водорода). С ростом массы звезды даа 0,3Мӛ возможно горение 
водорода,  начиная  с  0,7Мӛ  –  водорода  и  гелия,  с  5Мӛ-  водорода,  гелия  и  углерода  и  т.д.  Каждое 
обередное  гравитационное  сжатие  звезды,  приводящее  к  резкому  повышению  темрературы,  может 
сопровождаться выбросом вещества во внешнее пространство. После окончания всех циклов термоядер-
ных процессов остается лишь центральная часть звезды, от ее массы зависит дальнейший ход эволюции 
этого небесного тела [1, с. 423]. 
Если первоначальная масса звезды была меньше 8Мӛ, то после завершения все возможных процессов 
синтеза  масса  остаточного  ядра  может  оказаться  равной  или  меньшей  1Мӛ.  Процесс  дальнейшего 
гравитационного  сжатия  этой  звезды  завершается  ее  превращением  в  стабильное  небесное  тело-белый 
карлик.  Приведем  его  физические  характеристики:  температура  поверхности  равна 
,  радиус 
 ( соизмерим с радиусом земли), плотность порядка 
 . 
 
 
 
Наблюдения показали, что белые карлики весьма распространены во вселенной. В нашей галактике их 
насчитывается около 
 и на них приходимся примерно 10% от всей галактичекой массы. 
Остановимся  на  причине  устойчивости  белого  карлика  указанной  массы  (
)  .  Его  вещества 
представлено  полностью  ионизированными  атомами;  составляющие  его 
  атомные  ядра 
окружены 
 вырожденного электронного газа[1, с. 423]. 
Вырожденный  газ  отличается  от  классического  идеального  газа  тем,  что  для  частиц  первого 
спроведлив квантовомеханической принцип нерозличимости одинаковых частиц. Из этого принипа для 
электронов, как и для друких частиц с полуцелым спином- фермионов ( например, нейтронов ) вытекает 
принцип Паули, согласно  которому в данном  энергетическом состоянии может находимься лишь один 
фермион.  Применительно  к  электрону  в  силу  принципа  Паули  для  каждого  электрона  существует 
минимальный объем пространства 
, который он может заниматсь( 
 , 
при этом расстояние между электронами равно приблизительно 
). 
Уменьшение объема 
 под действием гравитационного давления невозможно. Каждый электрон в 
белом  карлике  сжат  до  предельного  объема 
,  и  потому  внутреннее  давление  вырожденного 
элекронного газа не завист от температуры, а зависит только от плотности. Это связано с тем, что энергия 
квантованных движений электронов значительно превасходит энергию их тепловых движений . 
Благодаря  независимости  плотности  от  температуры,  потеря  звездой  энергии  на  излучение  не 
сопровождается  сжатием  ее  глубинной  области.  Поэтому  гравитационное  сжатие  отсутствует  и 
выделения  добавочного  тепла,  которое  было  бы  с  ним  связано,  и  дальнейший  термоядерный  процесс 
становится невозможным [1, с. 424] 
Введем  критическое  значение  массы  звезды 
  ,  названное  чандрасекаровским  пределом;  при 
 гравитационное сжатие среды уже не может быть приоставовлено силой давления вырожден-

Вестник КазНПУ имени Абая, серия «Молодой ученый. Поиски. Проблемы. Исследования», №1(7), 2016 г. 
101 
ного электронного газа. 
Согласно расчету  
  
Где χ - число нуклонов, приходящихся на один электрон. Для сравнительно легких ядер (
 χ=2 
и  
 …. (1) 
Рассмотрим  случай,  когда  вырожденное  ядро  звезды  после  предшествующей  эволюции  обладает 
массой 
. При этом условии электронное вырождение преобразуется в так называемое реляти-
вистское  вырождение,  связанное  со  значительным  увеличением  скорости  электронов.  Известно,  что 
электроны, благодаря своей малой массе, способны сравнительно быстро ускоряться, и уже при энергиях 
в несколько кэВ могут считаться прелятивистскими частицами. В ядрах с массой больше 1,44 Мӛ кванто-
вое движение вырожденных эллектронов происходит уже при скоростях, близких к скорости чвета, что 
ограничивает их дальнейшее ускорение. В звезде с указанной сравнительно большой массой упругость 
газа оказывается недостаточной для противостояния возросшим гравитационным силам, что приводит к 
гравитационному коллапсу звезды. В процессе коллапса идет захват электронов протонами и вещество 
насыщается нейтронами, что завершается образованием звезды, называемой нейтронной [2, с. 424]. 
Однако в вырожденном белом карлике возможно неустойчивое термоядерное горение, приводящее к 
ядерному взрыву, если его масса близка к чандрасекаровскому пределу. 
Объясним причину взрыва такой звезды. Допустим, что в какой-либо точке вырожденного вещества, 
из которого состоит звезда, по той или иной случайной причине несколько выросла температура. Давле-
ние  вещества  при  этом  не  возрастет,  так  как  оно  вырождено.  Но  благодаря  увеличению  температуры 
возрастет выделение термоядерной энергии, что приведет к дополнительному росту температуры. Но так 
как давление при этом не увеличивается, то газ не расширяется и не совршает работы против гравтацион-
ных сил. В условиях неограниченного роста температуры в конце концов происходит ядерный взрыв. 
Если же звезда состоит из невырожденного вещества, то нагревение газа за счет усиление термоядер-
ных  реакций  приведет  к  его  расширению.  Газ  будет  совершать  работу  против  сил  гровитации  и 
охлаждаться, вследствие чего звезда будет по-прежнему стабильно существовать. 
В белых карликах, массы которых заключены в пределах от 0,5Мӛ до 1,4Мӛ ядра састоят из углерода 
и кислорода. А при массе 
 из гелия . светимость белых карликов на два- четыре порядка 
меньше, чем у солнца. Свечение белых карликов обеспчивается только за счет запаса тепловой энергии. 
В  результате  взрывов  белых  карликов,  массы  которых  близки  к  чандрасекаровскому  пределу. 
обусловленных термоядерными реакциями,  возникают так  называемые вспышки сверхновых  звезд  I-го 
типа; они отличются низким содержанием водорода и подразделяются на два подтипа: Ia и Ib . В спектрах 
поглощения первых наблюдаются четкие линии кремния, а в спектрах вторых- линии гелия [5, с.425]. 
Если ядро обладает массой больше чандрасекаровского предела 1,4Мӛ, но меньше 3Мӛ (называемого 
пределом Оппенгеймера-Волкова) и  в его состав  входят главным образом  элементы группы железа, то 
эволюция звезды завершается; наступает гравитационный коллапс ее ядра, сопровождаемый сбрасывани-
ем  внешней  звездной  водородной  оболочки.  Описанное  явление  воспринимается  наблюдателем  как 
вспышка сверхновой звезды II-го типа, сопровождаемая испусканием интенсивной линии водорода. Как 
правило, сверхновые звезды II-го типа менее яркие по сравнению со звездами I-го типа. Вспышки сверх-
новых II типа имеют место и при рассматриваемом ниже гравитационном коллапсе сердцевины массив-
ных ядер. 
Для  космологичеких  наблюдений  используется  излучение  сверхновых  типа  Ia  .  одна  из  основных 
причин  такого  предпочтения  связана  с  тем,  что  сверхновые  этого  типа  являются  особенно  яркими  .  К 
тому же сверхновые типа Ia хорошо изучены теоретически . 
Срок жизни белого карлика зависит от того, как медленно он будет остывать. Иногда на его поверхно-
сти накапливается достаточно газа и он превращается в сверхновую типа Ia. Продолжительность жизни 
весьма велика – миллиарды лет, а точнее 10 в 19 степени и даже больше. Большая продолжительность 
жизни связанно с тем, что они очень медленно остывают и у них есть все шансы дожить до конца Вселен-
ной. А время остывания пропорционально четвертой степени температуры [4]. 
 

Абай атындағы ҚазҦПУ-нің Хабаршысы, «Жас ғалым. Ізденістер. Мәселелер. Зерттеулер» сериясы, №1(7), 2016 ж. 
102 
 
 
Бета распад 
Явление  -распада  состоит  в  том,  что  ядро  самопроизвольно  испускает  электрон  ē  и  легчайщую 
электрически нейтральную частицу антинейтрино 
ῦ, переходя при этом в ядро с тем же массвым числом 
А , но с атомным номером Z , на единицу большим ;  
 … (2)  
в  котором  ядро  испускает  позитрон 
  и  другую  легчайщую  электрически  нейтраньную  частицу-
нейтрино  , при этом один из протонов ядра превращается в нейтрон: 
 …. (3) 
Распад  (2)  называют  еще  электронным  или 
-распадом  ,  а  (3)  называют  позитронным  или 
-
распадом [2, с. 230]. 
В круг β-распадных  явлений входит  также электронный захват (часто называемый К-захватом), при 
котором  ядро  поглощает  один  из  электронов  атомной  оболочки  (обычно  из  К  оболочки).  испуская 
нейтрон. при этом, как и в позитронном распаде, один из протонов превращается в нейтрон. 
 …. (4) 
на  конец,  родственными  β-распаду  являются  процессы  взаимодействия  нейтрино  и  антинейтрино  с 
ядроми . 
 …. (5) 
Гловной осоленностью β-распада является то, что он обусловлен не ядерными и не элкромагнитыми 
силами, а третьим из четырех типов фундаментальных взаимодействий в природе – слабыми взаимодей-
ствиями, за счет того, что интенсивность слабых взаимодействий 24 порядка меньше ядерных, периоды 
полураспадов β-активных ядер в среднем имеют порядок минут и часов [2, с. 231].  
Бета распад –процесс не внутриядерный , а внутринуклонный. В ядре распадается одиночный нуклон. 
Это видно уже из того, что β-актвным является свободный нейтрон, распадающийся на протон, электрон 
и антинейтрино , 
 ….. (6)  
С периодом полураспада 11,7 мин. При позитронном распаде в ядре рспадается одиночный протон: 
 ….. (7)  
С  другой  стороны,  для  того  чтобы  выполнялись  законы  сохранения  энегии  и  момента,  ядро  при  β-
распаде должно перестраиваться. 
Поэтому период а также другие характеристики β-распада в сибьнейшей степены залисит от того, на 
сколько сложна эта перестройка. 
Обратный бета распад: 




n
p
e
 становится энергетически выгодным, если энергия электрона 
достаточна  для  слияния  с  протоном  и  образования  нейтрона.  При  этом,  распаду  свободного  нейтрона 
препятствует  давление  вырожденного  электронного  Ферми-газа  в  сверхплотной  структуре.  Таким 
условиям  отвечают  плотности 
3
7
10
2
.
1




см
г

.  Существенно,  что  для  некоторых  нуклидов 
аналогичная реакция: 
 

Вестник КазНПУ имени Абая, серия «Молодой ученый. Поиски. Проблемы. Исследования», №1(7), 2016 г. 
103 
может проходить и при более низких энергиях электронов, например, для 
Fe
54
26
 [3, с. 12]. 
Поскольку  газ  свободных  нейтронов  может  возникнуть  уже  в  средних  и  нижних  слоях  внешней 
оболочки сверхплотной звезды, то здесь будут бурно развиваться указанные выше реакции и процессы. 
Поэтому можно ожидать, что они будут оказывать значительное влияние и на поверхностные явления, 
например, влиять на микроструктуру пульсарных импульсов, вызывать звездотрясения и даже глюки.  
Мы считаем, как это следует из нашего анализа, что глюки вызываются мощными звездотрясениями. 
Они могут лишь совсем незначительно сдвинуть магнитную ось, например, на 
8
10

градуса, что приведет 
к выводу луча излучения нейтронной звезды из углового створа, где мы ловим импульсы от пульсаров. 
По истечении некоторого времени звездотрясение успокаивается, и мы опять можем видеть эти импульсы 
[3, с. 13]. 
 
1 Барсуков О.А. Основы физики атомного ядра ядерные технологии, - М.: Физмтлит, 2011. 
2  Широков  Ю.М.,  Юдин  Н.П.,  Ядреная  физика  –  М.:  Главная  редакция  физико-математической  литратуры, 
1980. 
3  Такибаев  Н.Ж.,  Насирова  Д.,  Такибаева  М.Н.  Фононные  взаимодействия  в  оболочках  нейтронных  звезд  – 
Алматы, 2014. 
4 Spacegid.com – Ваш гид в мире космоса. Где в мире космоса 
 звезды 
 Загадочные белые карлики. 
5  Широков  Ю.М.  Юдин  Н.П.  Ядерная  Физика,  М.: 
  гловная  редакция  физико-матиматечекой 
лимературы 1980. 
6 википедия 
 
Тҥйіндеме 
Патман Абдул Фатах - Абай атындағы ҚазҦПУ 6М011000 – «Физика» мамандығы бойынша 2-курс магистранты 
Реакции обратного β-распада в вырожденном электронном газе 
Осы мақалда нҧқсанда электрон газ кері бета ыдырау реакциясын талқелайды. 
Кілтік  сӛздер:  Герцшпрунг-рассел  диаграммасы,  ақ  ергежейлі,  бета  ыдырау,  кері  бета  ыдырау,  выржденная 
электрондардың газ 
 
Summary  
Patman Abdoul Fatah - Kazakh National Pedagogical University named after Abai undergraduate 2 - course in the specialty 
6M011000 - "Physics" 
Reactions of the return β- disintegration in degenerate electronic gas 
This article discusses the reaction of inverse beta decay in degenerate electron gas. 
Keywords: Hertzsprung-Russell diagram, White dwarf, Beta decay, Reverse beta decay, Degenerate electron gas 
 
 
 
ПЕДАГОГИКА МЕН ӘДІСТЕМЕ ҒЫЛЫМДАРЫНЫҢ МӘСЕЛЕЛЕРІ 
ВОПРОСЫ ПЕДАГОГИКИ И МЕТОДИКИ 
PROBLEMS OF PEDAGOGY AND METHODOLOGY 
 
УДК 372.851.02 
 
КОМПЬЮТЕРДЕ ЦИФРЛЫҚ БЕЙНЕЛЕУДІ ҦЙЫМДАСТЫРУДЫ ОҚЫТУДЫҢ 
АТҚАРАТЫН РӚЛІ 
 
Т.Х. Хакимова, Г.А. Тюлепбердинова, С.А. Адилжанова, Г.Г. Газиз – әл-Фараби атындағы Казақ 
ҧлттық университетінің оқытушылары (Алматы, Қазақстан) 
 
 
Қазіргі  замандағы  ғылым  мен  білімнің  интеграциясы  және  ақпараттық-әдістемелік  негізде  білім  беруде,  жаңа 
технологияларларды  қолдануда,  технологиялық  жетістіктерге  негізделген  кеңістіктік  компьютерлік  графиканы 
пайдалану  білім  беруде  жетекші  рӛл  атқарады.  Осы  мақалада  оқу  ҥрдісінде  кеңістіктік  компьютерлік  графиканы 
пайдалануды  оқытудың  білім  саласындағы  мақсаты,  міндеттері,  оқытуды  ҧйымдастырудың  теориялық  негіздері, 
ҧйымдастыру технологиялары қарастырылған. 
Кілттік сӛздер: білімнің интеграциясы, кеңістіктік, компьютерлік графика, 3D-графика, мультимедия, анимация 

Абай атындағы ҚазҦПУ-нің Хабаршысы, «Жас ғалым. Ізденістер. Мәселелер. Зерттеулер» сериясы, №1(7), 2016 ж. 
104 
 
Мақсат:  студенттердің  жаңа  технологияларларды  қолдануда,  технологиялық  жетістіктерге  негіздел-
ген кеңістіктік компьютерлік графиканы пайдалануды қалыптастыру. 
Міндет:  Жоғарғы  оқу  орынында  ақпараттық  технологиялардың  негізгі  бағдарламалық-әдістемелік 
кешенін қолдану мазмҧны мен әдістемесін білу. 
Компьютерде цифрлық бейнелеуді ҧйымдастыру. 
Кеңістіктік компьютерлік графика ҥшӛлшемді деп аталады, немесе 3D-графика деп аталады. Компью-
терлік  3D-графика  ҥшӛлшемді  виртуальды  модельдер(телевизиялық  қыстырмалар  мен  жарнамалар, 
спецэффектілер,  киноматографиядағы  кейіпкерлер  және  т.б.)  қҧрылған  объектілер.  Кӛлемді  графиканы 
мультимедиалық компьютерлерді қолданушылар, компьютерлік ойындар мен мультимедиалық қолданба-
лы  программа.  3D-жеделдеткіш  ҥшӛлшемді  объектілерге  тірек  (негіз)  қҧруға  және  кез-келген  уақытта 
оны әрбір кӛрініс нҥктесінен (жоғарыдан, жанына, қырынан) кӛрсетуге дайын болуы тиіс. 3D-жеделдет-
кіш ӛте бағалы, таптырмайтын болып табылатын ҥшінші аймақ – ойындық спецэффектілер: тҧман, алау, 
жарылыстар,  судағы  немес  айнадағы  кӛрініс,  кӛлеңкелер  және  т.б.  «Мультимедия»  компьютерлік 
терминін  «кӛптеген  тасымалдаушылар»  деп  аударуға  болады,  яғни  мультимедиа  ақпаратты  (дыбыс, 
графика, анимация және т.б.) сақтаудың және кӛрсетудің кӛптеген амалдары дегенді білдіреді. 
Мультимедиалық программалар сӛйлейтін энциклопедиядан бастап, бейнеклиптік мәліметтер базасын 
жасау жҧмыстарын толық қамти алады. Мультимедианың бағдарламалық жағы қолданбалы бағдарлама 
және  мамандандырылған  бағдарлама  деп  бӛлінеді.  Қолданбалы  программа  –  1)  пайдаланушының 
қолданбалы  мәселелерді  шешуге  арналған  программасы;  жҧмыс  істеуші  адамның  нақты  тапсырмасын 
орындайтын  дестелік  файлдағы  программа.  2)  нақты  есепті  шығару  ҥшін  қолданылатын  программа. 
Мамандандырылған  бағдарлама;  Ол  мультимедиалық  бағдарламалар  –  компьютерлік  ойындар.  Олар 
мультимедиалық технология жоғары графикалық кескін, анимация, музыкалық және дыбыстық сҥйемел-
ді  пайдаланатын  танымал,  кең  таралған  бағдарламалық  ӛнім[1].  Мультимедиа–ақпарат  мәтін,  графика 
дәстҥрлі  статистикалық  элементтермен  қатар,  бейне,  ауди  және  анимациялық  тізбектер  динамикалық 
элементтерді де қамтиды. 
Қозғалыссыз кӛріністер. 
Бҧл  векторлық  графика  және  растрлық  картиналар.  Адам  кӛбіне,  95  пайызға  жуық  ақпаратты 
сырттан визуальды, кӛрініс тҥрінде, яғни ―графиктік‖ тҥрде қабылдайды. Мҧндай ақпараттарды табиғатта 
қабылдау кӛрнекі де, жеңіл, мәтіндік тҥрдегі ақпаратты қабылдау ауырырақ.  
Қолданыстағы  байланыс  каналдарының  ӛткізу  мҥмкіндігі  тӛмен,  сондықтан  графиктік  файлдарды 
ӛткізу едәуір уақыт керек. Содықтан деректерді сығу технологиясын ҧолдану қажет. 
Оптимизация  (сығу)    графиктік  ақпаратты  тиімдірек  тәсілмен  кӛрсету,  яғни  деректердің  кӛлемін 
азайту. Графикалық ақпараттарды сығуды тҥрлі кӛптеген тәсілдер бар. Міндетті емес деректердің болуы, 
жоғалтуды (―JPEG жоғалтуды қамтитын сызу‖) қамтып кодалау тәсілін қолдануға негізделген. Мысалы, 
адам кездейсоқ ӛз кӛзімен кӛрген суреттің дәлдігін, дәл сипаттап айтып беру немесе суреттеу арқылы дәл 
ақпарат алу мҥмкін емес, сондықтан жоғарғы тҥстік мҥмкіндікті кӛрсететін деректер болмауы да мҥмкін 
[2]. 
Бҧл  теория,  ал  практикада:  Интернетте  жариялауға  арналған  графиканы  алдын-ала  оптимазациялап, 
кӛлемін сығу қажет.  
Бейне және анимация. Цифрлық бейнесигналдармен жҧмыс кезінде ақпараттың ҥлкен кӛлемін ӛңдеп, 
сақтау  қажеттілігі  туындайды,  мысалы,  SIF  мҥмкіндікті  (VHS  сәйкес)  және  true  color  (миллион  тҥстер) 
тҥстік  берілісті  қамтитын  цифрлық  бейнесигналдардың  бір  минуты 
)
358
*
288
(
  пиксельді 
Мб
с
сх
кадр
бит
442
60
/
25
*
24

орынды алады, яғни қазіргі кездегі ДК-де қолданылатын компактдиск 
(CD-ROM, 
Мб
650
-тай)  немесе  қатты  диск  (бірнеше  гигабайт)  сияқты  тасымалдағыштарды  уақыт 
бойынша толық бейнелерді жазу мҥмкін емес. MPEG  сығу кӛмегімен бейнеақпараттар кӛлемін азайтуға 
болады. 
Дыбыс.  Цифрлық  жазу,  редакциялау,  дыбыстық  деректердің  толқындық  формаларымен  жҧмыс 
(WAVE), сондай-ақ цифрлық музыканы фондық айналу қазіргі кезде мҥмкін. MIDI порты арқылы жҧмыс 
қарастырылған.  Конвертор  аудио  деректерді  WAVE,  PCM,  AIFF  (Apple  ауди  файлдар  форматы) 
форматтары арасында тҥрлендіру жҥргізе алады. Соңғы уақытта Mp3 форматы кеңінен танымал. Оның 
негізіне адамның қҧлақпен қабылдау ерекшелігі (―псевдоаккустикалық‖ модульге берілетін) белгіленген 
(MPEG-1 Layer III). 
WAV – дыбыстық файл, MPEG-1 Layer III форматына тҥрленген, ағындық жылдамдығы (bitrate) 128 

Вестник КазНПУ имени Абая, серия «Молодой ученый. Поиски. Проблемы. Исследования», №1(7), 2016 г. 
105 
Кбайт/сек – винчестерде 10-12 есеге аз орын алады. 100-мегабайтты ZIP-дискеталарда бір жарым сағат-
тық дыбыстық ойнау, компакт - дискіде – 10 сағатқа жуық дыбыстық ойнау орналасады. 256 Кбайт/сек 
жылдамдықты  кодалау  кезінде  компакт  –  дискіге  6  сағаттық  музыка  жазуға  болады.  Мәтін  Microsoft 
басшылығында мәтіннің ҥлкен кӛлемін енгізу және ӛңдеу жабдықтарына ерекше кӛңіл бӛлінген. Мәтіндік 
қҧжаттарды тҥрлі сақтау форматтарының арасында тҥрлендіру программалары мен әдістері ҧсынылған: 
қҧжаттар  қҧрылымдары,  мәтіндік  процестердің  басқарушы  кодалары,  сілтемелер,  гипербайланыстар 
(бастапқы  мәтінге  тән)  және  т.б.  ескеріледі.  Сканерленген  мәтінмен  жҧмыс  мҥмкіндігі  қамтылып, 
символдарды оптикалық танып – білу жабдықтарын қолдану қарастырылған.   

жүктеу/скачать 4,09 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: