Орындаған оқушы: Іңкәрбек Әлия 9«Ә»сынып Жетекшісі: Құсайынова Лаура
жүктеу/скачать 137,05 Kb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- Зерттеудің барысы
- Зерттеудің жаңалығы: Әлемді танудың нәтижесінде адамзат өмірінде астрономиялық бақылаулардың өте үлкен рөл атқаратынын көрсету. Жұмыстың нәтижесі
- ХҮІ ғасырда Джордано Бруноның
- Негізгі бөлім
| Аннотация
Зерттеудің мақсаты: 1.Жұлдыздардың даму және пайда болу процесімен танысу. 2.Жұлдыздардың өмір сүру ерекшеліктерін көрсету. 3.Жұлдыздардың шоғырлануының түрлерін анықтау. Зерттеудің барысы: 1.Астрономиялық бақылауларды жинақтау. 2.Адамзат өмірінде аспан жұлдыздарын тану,зерттеудің маңызы бар екенін анықтау. 3.Жұмыс қорытындысын жинақтау. Зерттеудің жаңалығы: Әлемді танудың нәтижесінде адамзат өмірінде астрономиялық бақылаулардың өте үлкен рөл атқаратынын көрсету. Жұмыстың нәтижесі: Астрономиялық бақылаулардың нәтижесінде жұлдыздардың пайда болуын және дамуын,табиғат заңдарына бағына отырып одан әрі жалғастыру. Кіріспе
Жұлдыздардың пайда болуы және олардың эволюциясы жөнінде жұлдыз эволюциясы туралы теория жасауға қажет бақылау нәтижесінің дәлелдері жеткілікті. ХҮІ ғасырда Джордано Бруноның ұйғарымы бойынша жұлдыздар Күн сияқты планеталар тобымен қоршалған, ол планеталар үздіксіз пайда болады, өмір сүреді және өледі. Бірақ біз тікелей Күн жүйесіндегі планеталарды ғана зерттей аламыз. Соңғы он жылда жұлдыздар мыңнан 100-ден астам планеталар жүйесі ашылды. Бақылау құралдарының көмегімен жұлдыздардың планеталық жүйелерін іздеп табудың екі үлкен қиыншылығы бар. Біріншіден планетаның массасы, орталық жұлдыздың массасынан әлдеқайда кіші, екіншіден оның жарқырауы орталық жұлдыздың жарқырауына қарағанда ескерусіз. Біз жеке дара да ,қос та еселі де жұлдыздардың,әртүрлі кейіпті айнымалы жұлдыздардың ,жаңа жұлдыздардың бар екенін, жарқыраулары,температуралары және тығыздықтары алуан түрлі жұлдыздардың бар екенін білдік. Осы физикалық сипаттамаларда бейберекеттік жоқ па? Зерттеп қарағанда бейберекеттік жоқ. Жұлдыздар жөніндегі деректерді қорыта келгенде, бірқатар заңдылықтар тағайындалды. Негізгі бөлім 1.Жұлдыздардың пайда болуы, дамуы Жұлдыздар галактикалардың даму барысында пайда болды. Көпшілік астрономдардың ойынша: бұл галактика ішінде біртіндеп құрылған диффузиялық, материя бұлттарының түйдектелуі нәтижесінде болған. Бұл болжамның басты негіздерінің бірі, жас жұлдыздардың ылғи газбен және тозаңмен тығыз байланыста болуы. Бұл жұлдыздар мен диффузиялық, материя галактикалардың иірім тармақтарында жинақталған. Газ –тозаңды кешендер деп аталатын жұлдызаралық суық зат массалары ең көп мөлшерде жұлдыз жаратылатын орындар болып саналады. Көз алдымызға суық газ-тозаңды бұлтты елестетейік.Тартылыс күштері оны сыққандықтан,ол шар тәрізді пішінге ие болады. Сығылысу барысында бұлттың тығыздығы мен темпереатурасы көтеріледі. Осылай болашақ жұлдыз пайда болады. Оның беттік температурасы әзірше аз, дегенмен болашақ жұлдыз пйда болады. Оның беттік температурасы әзірше аз, дегенмен протожұлдыз инфрақызыл диапазонда сәуле шығарады, сондықтан да жаңадан туып жатқан жұлдыздарды көптеген инфрақызыл сәуле шығарудың қайнар көзідерінің ішінен табуға болады. Протожұлдыздың жұлдыздан негізгі айырмашылығының бірі- протожұлдызда термоядролық реакция жүрмейді, яғни онда энергия көзі жоқ. Термоядролық реакциялар протожұлдыздың сығылу процесінде оның қойнауындағы температура 107 К шамасына жеткенде басталады. Осы кезден бастап жұлдыздың сығылуы тоқтайды. Газдың ішкі қысым күші енді жұлдыздың сыртқы бөліктерінің тартылыс күштеріне теңгеріле бастайды. Массалары Күн массасынан едәуір көп жұлдыздардың сығылу кезеңі бар болғаны бірнеше жүз мың жылға созылады, ал массалары Күн массасынан аз жұлдыздар жүздеген миллион жыл бойы сығылады. Жұлдыз массасы неғұрлым көп болса , тепе-теңдік соғұрлым жоғары температурада орындалады. Сондықтан да зор массалы жұлдыздардың жарқыраулығы жоғары болады. Сығылу кезеңін стационар (тұрақты) кезең алмастырады. Онымен қатар сутегінің біртіндеп жануы өтеді. Жұлдыз өз өмірінің үлкен бөлігін стационар кезеңде өткереді. «Спектр- жарқыраулық» тізбегінде орналасқан жұлдыздар нақ осы даму кезеңінде болады. Жұлдыздардың көпшілігі осындай жұлдыздар. Жұлдыздың бас тізбекте болу уақыты жұлдыз массасына пропорционал және ядролық отынның жұмсалу қарқынын анықтайтын жарқыраулыққа кері пропорционал. Жұлдыз жарқыраулығы жуықтап алғанда оның массасы Күн массасынан бірнеше есе үлкен зор массалы жұлдыздар тез дамиды. Олар стационар кезеңде бар болғаны бірнеше миллиард жыл болады. Жұлдыздардың жарқырауы деп L Күннің жарық сәулелерінің күшімен салыстырғандағы жарық энергиясы сәулелерінің күшін айтады. Жұлдыздың орталық аймағындағы бүкіл сутегі гелийге айналған кезде жұлдыз ішінде гелийлік ядро құрылады. Енді сутегі гелийге орталық бөлікте емес,өте ыстық гелийлік ядроны қоршаған қабатта айналады. Гелийлік ядрода энергия көзі болмайынша, ол біртіндеп қысыла береді, әрі осы кезде оның қызуы да арта түседі. Жұлдыз қойнауындағы температура 1,5*107 К-нен асқан кезде гелий көміртегіне айнала бастайды. Осының нәтижесінде кәдімгі жұлдыз біртіндеп қызыл алыпқа айналады. Жұлдыз өмірінің соңғы кезеңі, оның бүкіл дамуы(эволюциясы) сияқты, жұлдыз массасына тікелей тәуелді. Біздің Күнімізге ұқсас жұлдыздардың сыртқы қабаттары біртіндеп ұлғаяды да, ақыр аяғында жұлдыз ядросынан мүлдем ажырайды. Алыптың орнында кішкене және ыстық ақ ергежейлі қалады. Жұлдыздар әлемінде ақ ергежейлілер көптеп саналады. Бұл көпшілік жұлдыздардың ақ ергежейлілерге айналатынын, және олар артынан біртіндеп суып , сөнген жұлдыздарға айналатынын білдіреді. Массасы үлкен жұлдыздардың тағдыры өзгеше. Егер жұлдыз массасы Күн массасынан шамамен екі есе көп болса ,онда мұндай жұлдыздар өздерінің даму сатысының соңғы кезеңінде орнықтылығын жоғалтады. Олар жұлдызаралық,ортаны ауыр химиялық элементтермен байыта отырып, аса жаңа жұлдыз ретінле қопарылулары, содан соң радиусы бірнеше километрлік шарларға дейі қатты сығылулары, яғни нейтрон жұлдыздарға айналуы мүмкін. Жұлдыз қойнауында термоядролық реакция барысында 30-ға тарта химиялық элементтер түзіле алады, ал аса жаңа жұлдыз қопарылысы кезінде периодтық жүйенің қалған элементтері түзіледі.Ауыр элементтермен байытылған жұлдызаралық ортадан жұлдыздардың келесі буындары пайда болады. Сондықтан да жұлдыз жасын, спектрлік талдау әдісімен анықталатын оның химиялық құрамы бойынша шамалауға болады. Массасы Күн массасынан екі еседен аса көп болатын жұлдыздар тепе-теңдігін жоғалтқаннан кейін, сығыла отырып, не нейтрон жұлдызға немесе орнықтылық күйге мүлде жете алмайды. Шексіз сығылу кезінде ол таңғажайып нәрсе- қара құрдымға айналуы мүмкін. Мұндай атау сығылған жұлдыздың орасан зор тартылыс өрісі өз маңайынан еш сәулені тысқары жібермейтіндігіне байланысты берілген. Сондықтан қара құрдымды электрмагниттік толқындардың ешқандай диапазонынан көруге болмайды. Қара құрдымдардың оларды қоршаған денелерге гравитациялық әсер етулері тиіс. Мысалы, қара құрдым қос жұлдыз құрамында болуы мүмкін. Газ кәдімгі жұлдыз бетінен қара құрдым төңірегінде шарық түзе отырып , қара құрдымға дамылсыз құлайды(1-сурет) . Шыр айналушы шарықтағы газдың температурасы 107 К-ге жетуі мүмкін. Миллиондаған кельвин температурадағы газ рентген диапазонында сәуле шығарады. 2. Жұлдыздардың түсі, спектрлері және температурасы
3.Жұлдыздардың массасы және мөлшері Күнді қарастырған кезде көз жеткізгеніміздей, жұлдыздардың массасы оның маңызды сипаттамаларының бірі болып табылады. Жұлдыздардың қойнауындағы физикалық жағдайлар осыған тәуелді болады. Тек қос жұлдыздар үшін ғана массаны тікелей анықтауға болады. Егер қосарлануы тікелей телескоппен қарағанда көрінетін болса, ондай қос жұлдыздарды визуалькос жұлдыздар деп атайды. Мысалы, жетіқарақшы шөмішіндегі тұтқаның ұшынан екінші жұлдыз көрінеді. Сау көз дәл осының жанынан екінші бір бәсең жұлдызды көреді. Ал жарығырақ жұлдызды Мицар деп атаған. Оларды қос жұлдыз деп атаған. Кейде кейбір жұлдыздар тек оптикалық- қос жұлдыз болып шығады, яғни ондай екі жұлдыздың жақын тұруы олардың аспанға кездейсоқ проекциялануынан болады. Кеңістікте олар бір-бірінен алыс. Егер жұлдыздарды бақылау кезінде олардың бірыңғай жүйе түзіп, массалардың ортақ центрі төңірегінде өзара тартылыс күшінің әсерінен айналып жүретіні анықталса, онда оларды физикалық қос жұлдыздар деп атайды.Белгілі орыс ғалымы В.Я.Струве көптеген қос жұлдыздарды ашып, зерттеді. Бұл жұлдыздардың айналу периодының ең қысқасы - бірнеше жыл. Айналу периодының ондаған жыл болатын қос жұлдыздар зерттелді, ал айналыс периодтары жүздеген жыл болатындары келешекте зерттеледі. Әр жұлдыздың массасын жеке-жеке анықтау үшін, олардың әрқайсысының қозғалысын төңірегіндегі жұлдыздарға қатысты зерттеу керек. Егер қос жұлдыздардың компоненттері өзара айналысы кезінде бір-біріне жақындаса, онда ең күшті телескоптың өзімен оларды айырып көруге болмайды, бұл жағдайда олардың қоақтығын спектр арқылы анықтауға болады. Мұндай жұлдыздар спектрлік қос жұлдыздар деп аталады. Қос жұлдыздың спектрінде спектр сызықтарының қосарлануы байқалады да, ол қосарлану периодпен қайталап отырады. Жақындап келе жатқан жұлдыздың спектрлік сызықтары спектрдің күлгін ұшына, ал алыстап бара жатқан жұлдыздікі қызыл ұшына қарай ығысады. Егер жұлдыздардың бірінің жарығы нашар болса, онда екінші жұлдыздың периодты ығысып отыратын сызықтары ғана көрінеді. Спектрлік қос жұлдыздардың компоненттерінің өзара айналыстары кезінде бірін-бірі алма кезек тасалауы мүмкін. Мұндай жұлдыздар тұтылмалы- қос жұлдыздар немесе альгольдар деп аталады. Жұлдыздық шаманың уақытқа тәуелді өзгерісін талдай отырып жұлдыздардың үлкендігі мен жарықтығын орбитасының өлшемдерін оның пішінін және көру көлбеулігін , сондай-ақ жұлдыздардың массасын тағайындауға болады. Сонымен тұтылмалы- қос жұлдыздар ең жақсы зерттелген жүйелер болып табылады. Жалпы алғанда жұлдыздардың қос- қостан ұшырауы өте көп тараған құбылыс. Статистика жұлдыздардың 30%-ке жуығы қос жұлдыз болуы ықтимал деп көрсетеді. Әлемдегі заттың химиялық құрамының эволюциясы осы жұлдыздардың арқасында өтіп жатыр. Міне осылардың қойнауларында сутегіден ауырырақ химиялық элементтердің қайтымсыз синтезделу процесі өтіп жатыр. 4.Жұлдыз шоғырлары Аспанның кей жерлерінде телескоппен , ал кейбір жерлерде жай көзбен өзара тартылыс арқылы байланысқан , бір-біріне тығылыса орналасқан жұлдыздарды немесе жұлдыз шоғырларын айыруға болады. Жұлдыз шоғырларын екі түрде шашыранды және шар ттәрізді деп айырады. Олардың қасиеттерін салыстырайық. Шашыранды шоғырлар бас тізбектің әдетте ондаған не жүздеген құралады. Шар тәрізді шоғырлар бас тізбектің ондаған не жүздеген жұлдыздарынан және қызыл алыптардан құралады. Шашыранды шоғырлардың өлшемі—бірнеше парсек. Шар тәрізді және шашыранды шоғырлар үшін түс—жарқырау диаграммасы әртүрлі. Бұл жағдай жұлдыз шоғырының кейпін айыруға көмектеседі . Шашыранды шоғырлардың құрамына газ бен тозаң да кіреді, ал бұлар шар тәрізді жұлдыз шоғырлада бақыланбайды. Жақынырақта шар тәрізді шоғырларға дейінгі қашықтықты олардың құрамындағы қысқа периодты цефеидтер бойынша анықталады. Ол үшін бұлардың көрінетін жұлдыздық шамасын белгілі абсолют шамасын белгілі абсолют жұлдыздық шамасымен салыстырылады. Аспанда ыстық ерекше алыптардың шашыранды топтары байқалады, оларды совет ғалымы академик В.А.Амбарцумян О-ассоциациялар деп аталады. Бұлардың жұлдыздары бір-біріне алыс және олар жұлдыз шоғырларындағыдай емес өзара тартылыспаған. О-ассоциациялар да спираль тармақтарға тән. 5. Жаңа жұлдыз «Жаңа жұлдыздар» деген ат ескі уақыттан сақталып келеді. Оталыстан кейін жұлдыз біртіндеп алғашқы күйіне қайта келеді. Жаңа жұлдыздардың жарқыраған өзгерісінің амплитудасы 7-ден 14-ке шейінгі жұлдыздық шамаға, яғни олардың жарқырауы 400000 есе өзгереді. Максимум шартында олар -6-дан -9 абсолют жұлдыздық шамаға шейін болады. Жаңа жұлдыздардың максимум шағындағы жарқырауы бірінші жұлдыздық шамаға жетеді, бірақ олар сирек болады. Осы сияқты оталыстар күтпеген жерден болатындықтан, жаңа жұлдыздар кездейсоқ ашылады. Жаңа жұлдыздардың оталысы, бірнеше күн ішінде- алапатты түрде болып өтеді., ал қайтадан алғашқыдай жарқырау үшін бірнеше жылдар қажет болады және жарықтығы құбылып отырады.Оталатын жұлдыздар – жарқырауы орташа,не ыстық жұлдыздар ғана, әрі жаңа жұлдыздардың барлығы да қос жұлдыздар болуы керек, сондықтан біздің Күнге оталу қаупі төнбейді. 6. Ең жаңа жұлдыздар Ескі ерекше жұлдыздар кенеттен оталады да, жаңа жұлдыздар сияқты өшеді. Жарқырау максимумында олар жаңа жұлдыздардан гөрі мыңдаған есе жарығырақ. Оларды ең жаңа жұлдыздар дейді. Бұларда газды лақтырып тастау жылдамдығы да кәдімгі жаңа жұлдыздағыдан көп есе артық болып келеді. Жарқырау максимумы кезінде ең жарық жұлдыздардың жарқырауынан ондаған есе артып түсетін орасан зор жарқыраудың салдарынан ең жаңа жұлдыздарды біз ерен қияннан, басқа жұлдыздық жүйеден көреміз. Осындай орасан қашықтықтар шамасын ең жаңа жұлдыздардың жарықтығын өлшеу арқылы топшылаймыз. Ең жаңа жұлдыздардың оталысы тым сирек- миллиардтаған жұлдыздардан тұратын жүйе ішінде бірнеше ондаған немесе жүздеген жылдарда орта есеппен бір оталыс. Телескопты ойлапшығармастан бұрын біздің жұлдыздық жүйеде бірнеше жұлдыз бақыланды., олардың ең жаңа жұлдыздар екені күмәнсіз. 1054 жылы оталған орында, Торпақ шоқжұлдыздарының ішінде, солғын жарқырайтын Шаян тәрізді деп аталатын ерекше бір тұмандық бар . Ол иондалған газдан тұрадыда, бұл газ тармақтары оның негізгі аморфты массасына кеулеп кірген. Жыл сайын тұмандық- 1000км/с жылдамдықпен жайыла ұлғайып барады. Оның ұлғаюы, ең жаңа жұлдыздың оталысы болған жылдан басталады. Тұмандықты құрайтын газ ол жұлдыздың оталысы кезінде лақтырылып тасталды. Шаян тәрізді тұмандық радиосәуленің шығу мәнісі – оталыс кезінде туған электрондар тұмандық ішінде жарық жылдамдығына жуық жылдамдықпен қозғалады. Да, оларды тұмандықтың магнит өрісі тежейді. Магнит өрісіндегі электрондардың радиосәулесінің осындай жолмен шығуын жылусыз не синхротронды сәуле шығару деп атайды. Шаян тәрізді тұмандық космостағы өте-мөте қуатты рентген сәулелерінің көзінің бірі. Ең жаңа жұлдыздың оталысы аспан денелерінде сирек болатын ғаламат зор апат. Барлық айнымалы және жаңа жұлдыздарды зерттеу, жұлдыз атаулының табиғатын және эволюциясын түсіну үшін ерекше маңызды, өйткені айнымалы, әсіресе жаңа жұлдыздар ,өздерінің даму жолындағы өтпелі кезеңдерінде орнықсыз күйде болады. Оның үстіне, осы жұлдыздарда болып жататын өзгерістер көзге түсіп бақыланады, ал кәдімгі жұлдыздарда олай емес, өйткені олардың өзгерісі тым баяу. Мен былтырғы жылы осылайша, жалпы жұлдыздардың сипаттамасына тоқталған болатынмын.Зерттеу барысында маған нақты дәлел керек болды, сондықтан мен күнделікті көріп жүрген күнді бақылай бастадым. Өйткені, Қүн — бізге ең жақын жұлдыз, өзге жұлдыздардан оның айырмашылығы, біз оның дөңгелек шарасын бақылай аламыз да, телескоптын көмегімен өлшемі бірнеше жүз километр шамасындағы ұсақ бөлшектеріне шейін зерттей аламыз. Күн — нағыз жұлдыз, сондықтан оны зерттеу жалпы жұлдыз атаулының табиғатын түсінуге көмегін тигізеді. Күн – байсалды жұлдыз болып табылады, егер оның жалпы эммиссиясына қарасақ (сәуле шығару, жарқырау), онда көп жағдайда көрінетін жарық оның фотосферасынан басым болады. Күн — Күн жүйесінің орталық жұлдызы. Күн - бізге ең жақын, қатардағы орташа жұлдыз. Бір секундта 300 000 шақырым жылдамдықпен таралатын жарық Күннен Жер бетіне 8 минутта, ал Біздің галактиканың бір шетінен екінші шетіне жүз мың жылда Күнді бақылай келе, ғалымдар ерте кезден-ақ оның жұлдыздар арасында қозғала отырып, бір жылда аспан сферасының үлкен дөңгелегі бойымен бір айналым жасайтынын байқаған. Күн — Г-спектрлік түрлі жұлдыз, оның диаметрі 696 000 км Негізінен сутегі мен гелийден құрылған. Көзге көрінетін беті «фотосфера» (температурасы 6000 К) деп аталады. Күн – қатты қызған (беткі температурасы – 6000С), плазмалық шар (тығыздығы 1,4 г/м3). Оның лаулаған от пен протуберанецтер орналасқан тәжі бар. Күннің сәуле шығаруының – күннің белсенділігінің – 11 жылдық циклі бар. Күннің белсенділігінің ең жоғарғы шегінде оның бетінде ерекше көп дақ байқалады. Сутегінің гелийге айналуы кезінде Күннің ішкі құрылысы 1–Гелийлік ядро; 2-конвекция зонасы; 3-хромосфера; 4-фотосфера; 5–кун дақтары; 6-протуберанецтер; 7-тәж термоядролық реакциялар күн энергиясының көзі болып табылады. Алғаш рет термоядролық реакциялардың жүріп өтуіне қажетті температураны теориялық түрде Артур Эддингтон есептеп шығарған. Неміс физигі Ганс Бете (1967 жылы Нобель сыйлығын алған) Күнде жүретін сутегімен гелийдің термоядролық синтезінің реакциясын есептеп шығарды. Күн жүйесі мен жұлдыздардың пайда болуы жайлы кез-келген проблема немесе гипотезаның негізінде, Ғаламның үш фундаменталдық ерекшелігі бар: біріншіден Ғаламдағы заттардың басым көпшілігі сутегіден (75%), гелийден (25%) және басқа да химиялық элементтердің азғантай бөліктерінен құралған; екіншіден Ғаламның кезкелген нүктесінде жұлдызаралық газ және шаң бар; үшіншіден Ғаламда барлық заттар айналмалы және турбулентты қозғалыста (галактиканың формасы спираль тәріздес, жұлдыздар айналуда, планеталар күнді айналады және т.б.). Сондай ақ бізге Күн жүйесінің жасы 5 млрд жылға тең екендігін білеміз. Бұл мағлұмат бізге ғаламның өзіміз орналасқан бөлігінің тарихын елестетуге мүмкіндік береді. Күн жүйесінің пайда болуы жөнінде бірнеше гипотезалар бар. Өткен ғасырда осындай гипотезаны И.Кант ұсынды. Бұл гипотезаны П. Лаплас қолдады. Жақын арада ғана В.Фесенков пен О. Шмидтің жаңа гипотезалары пайда болды. Бұл гипотезалардың басқа гипотезалардаң айырмашылығы, оларға сәйкес планеталар бастапқы ыстық компоненттерден емес, суық күйдегі заттардан түзілген. Швед астрофизигі Х.Альвен ұсынып, кейін Ф.Хойл жетілдірген Күн жүйесінің пайда болуы гипотезасының электромагниттік варианты қазіргі таңда кең таралған. Күн - бізге ең жақын, қатардағы орташа жұлдыз. Бір секундта 300 000 шақырым жылдамдықпен таралатын жарық Күннен Жер бетіне 8 минутта, ал Біздің галактиканың бір шетінен екінші шетіне жүз мың жылда жетеді. Күнді бақылау барысында маған белгілі болған жайттар: 1.. Көзімізге күн сары секілді болып көрінгенімен, шындығында олай емес. Күннің түсі - ақ. Атмосфераның әсерінен ғана бізде күннің түсі сары болып көрінеді. 2.Күн - галактикамыздағы ең жарық жұлдыз ба? Жоқ, олай емес. Галактикамыздағы 15% жұлдыз күннен де жарық. 3.Барлығымыз галактикадағы барлық планеталар күнді айналып жүр, ал күн бір орында тапжылмай тұр деп ойлаймыз. Шындығында күннің өзі Құс жолы галактикасының ортасын айналу үстінде. Толық айналым уақыты - 225-250 миллион жыл 4.Күн жер бетіндегі атом реакторы іспетті. Оның энергиясы сутегі мен гелийдің термоядролық синтезі әсерінен пайда болады. 5.Күннің сыртқы бетінің температурасы Кельвин шкаласы бойынша, 1 миллион градус болса, ішкі температурасы бар-жоғы 6 000 К. 6.Күннен шығатын ультрафиолет сәулелері антисептик болып табылады. Яғни, бұл сәуле түрлі инфекция тудыратын микроорганизмдерді өлтіреді. 7.Ғалымдардың айтуынша, күн 4-5 миллиард жылдан кейін, жоқ болады. Күн алдымен ұлғайып, қасындағы планеталардағы барлық тіршілікті жойылады. Содан соң, бірте-бірте сөне бастайды-мыс. Адамдар әрбір адамның өзінің жұлдызы болады деп ойлайды. Адам туған күні аспанда оның жұлдызы да туады, ал өлгенде жұлдызы да сөніп, ағып кетеді деген түсінік бар. Ал расында, жұлдыздар аспанда адамдар үшін туып немесе біреудің өліміне байланысты сөніп, ағып кетпейді. Ағып бара жатқан жұлдыздарды аспанда өте жиі көруге болады. Әдетте көп адамдар бұл құбылысты «жұлдыз ақты» деп жатады. Бірақ, бұл Аспаннан ағып түсетін жұлдыз емес. Аққан жұлдыз болып бізге көрінетін нәрсе біздің айналамыздағы ауада өте үлкен жылдамдықпен ұшып жүретін кішкентай қатты бөлшектер. Кеңістікте мұндай көп ұсақ бөлшектер әр түрлі бағытта жүреді. Күн төңірегінде шапшаң айналған кезінде Жер бұлармен жиі кездеседі. Ұшып келе жатқан қатты зат жердің ауасын зор шапшаңдықпен кесіп өткен кезде, кенеттен қатты қызып, тұтанып кетеді. Ұшып бара жатқанда ол артынан жарқыраған із қалдырады. Бізге жұлдыздардың біреуі орнынан ағып түсіп, атқан оқтай Жерге қарай ұшып бара жатқан сияқты болып көрінеді. Сонымен, «аққан жұлдыздар» комета деп аталады. Міне, бұл құбылысқа жұлдыздардың ешқандай қатысы жоқ екенін байқап отырсыздар. Жұлдыздар өз орындарында әдеттегіше жарқырап тұра береді. жүктеу/скачать 137,05 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|