
- •1. Жұлдыздардың Әлемдегі рӛлі:
- •5. Жұлдыздардың физикалық классификациясы.
- •8. Ақ ергежейлілердің ерекшеліктерін талқылаңыз.
- •9.Әлемнің химиялық құрамының эволюциясын талқылаңыз.
- •11.Астрофотометриялық шамалар. Сәулелену ағыны.Жарықталу,жарықтылық,жарқырау.
- •12.Астрофотометриялық шамалар. Жалтырау,көрінетін жұлдыздық шама, абсолютті жұлдыздық шама.
- •13. Абсолют қара дене оның сәулеленуі.Дененің тиімді температурасын талқыларңыз.
- •14. Денелер сәулеленуінің спектрлері. Сызықты спектр және оның пайда болуы.Жұту және эмиссиялық сызықтар.
- •15.Денелер сәулеленуінің спектрлері.Үздіксіз спектр оның пайда болуы
- •16. Жұлдыздардың спектрлік классификациясын талқылаңыз.
- •17. Герцшпрунг – Рассел диаграммасы.
- •19. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. Гидростатика теңдеуін талқылаңыз.
- •20. Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері. Масса теңдеулерін талқылаңыз.
- •21.Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеулері, диффузиялық жуықтаудағы энергияны тасымалдау теңдеуін талқылыаңыз.
- •Масса теңдеуі:
- •Диффузиялық жуықтаудағы энергияны тасымалдау теңдеуі:
- •22.Радиус-жарықтылық-масса тәуелділігін талқылаңыз.
- •24.Жұлдыздардың ішкі құрылысы ядро, сәулелі тасымалдау алқабы, конвекция алқабы мен жалпы атмосфераның сипаттауын талқылаңыз.
- •25.Жұлдыздардағы ядролық реакциялар, жұлдыздың ядролық энергия қоры мен сутегінің термоядролық жану уақытын бағалау.
- •26. Қалыпты жұлдыздардың спектрлері және спектрлік классификациясы
- •29. Колориметрия негіздері
- •30. Сәулелі тасымалдау алқабын қарастырыңыз.
- •31.Жұлдыздардағы конвекция
- •32.Жұлдыз атмосфералары
- •33. Жұлдыздардағы гравитациялық сығылу кезеңі
- •34. Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар
- •36. Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері
- •37. Спектр-жарықтылық диаграммасы.
- •40. Қос жұлдыздар
- •41. Әлемнің химиялық құрамының эволюциясы
- •42. Алголь парадоксы. Жаңа жұлдыздар
- •43. Қосарланған жұлдыздар
- •44. Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы
- •45. Айнымалы жұлдыз.
- •46. Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері
- •48. Сәулеленудің еркін электрондарда шашырауы
- •49. Физикалық айнымалы жұлдыздар
- •50. Бас тізбек жұлдызы ушін ml-mr қатынастары
- •51.Жұлдыздардың ішкі құрылысының теңдеуі.
- •54. Гидростатикалық тепе- теңдік теңдеуі.
- •55. Визуальды қос жұлдыздар.
31.Жұлдыздардағы конвекция
Конвекция дегеніміз - төменнен көтерілетін жылу ағынының
әсерінен болатын ауырлық күштер ӛрісіндегі сұйықтықтың, не газдың
қозғалысы. Конвекция пайда болу үшін кӛтеріліп тұрған элементтің температураның азаюы сол биіктіктерде болатын қоршаған ортаның температура азаюынан баяуырақ болу қажет, ӛйткені элементтің температурасы ортаның температурасымен теңессе, бұл екуінің тығыздығы да теңеседі де, Архимед күші нолге айналады. Жұлдыздар затының ненгізгі құраушылары (сутегі мен гелий) жарым-жартылай иондалған болса, кӛтеріп не түсіп жатқан элементтегі температура аз ӛзгереді екен. Бұл жағдайда кӛтеріліп тұрған элементтегі температура азаюымен газ рекомбинациясы басталады, ал бұл құбылыс барысында энергия шығарылады. Сол бӛлінетін энергия кӛтеріліп тұрған элементті жылытып, оның температурасын тұрақты дерлік түрде сақтайды. Түсу мен сығылу барысында шығарылатын энергия газдың жылынуына емес, оның иондануына жұмсалады (бұл энергия жағынан тиімді болады), сондықтан түсіп жатқан элементтегі температура ӛте баяу ӛседі. Қарастырылған құбылыс мұз еруіне ұксайды: мұз (біздің жағдайда – иондалмаған сутегі) бар болғанша судың (бізде – иондалған сутегінің) температурасы ӛзгермей дерлік, 00С жуық болып қала береді. Мұндай шарттағы ішкі (элементтегі) температура градиенті ӛте аз болады, сӛйтіп атмосферадағы үлкен емес температура градиентінің ӛзі де-ақ сыртқы және ішкі температураның жеткілікті айырмасын қамтамасыз етеді, яғни кӛтергіш күш үлкен болуына әкеледі. Рэлей саны мұндай шарттарда сындық мәннен кӛп болады да, конвекция басталады. Сутегі мен гелий толығымен
иондалған, не бейтарап болған кезде конвекция тоқталады. Сонымен, Күннің
және Күн үлгідегі жұлдыздардың конвекциялық алқабы – жарым-жартылай
иондалған сутегі мен гелийдің алқабы. Конвекция ұяшықтар түріндегі конвекиялық элементтерге бӛлініп жүреді. Ұяшық ӛсі бойымен газ кӛтеріп, шеттерінде түсіп тұрады. Егер жұлдыздағы конвекциялық аумақ қалын болса, онда ол қалындықтары біртекті атмосфераның (яғни тығыздығы шамамен е»2,7 есе ӛзгеретін газ қабатының) қалындығына жақын қабаттарға бӛлінеді.
32.Жұлдыз атмосфералары
Сәулеленуі бізге тікелей келетін жұлдыз қабаттары жұлдыз атмосфералары деп аталады. Жұлдыз атмосфералары негізінен үш бӛліктен (қабаттан) тұрады. Олар - фотосфера, хромсфера, тәж.
Фотосфера –жұлдыз атмосферасының ең тӛменгі жұқа қабаты. Ол бізге
келетін энергиясының бәрін дерлік сәулелендіреді: фотосфера сәулеленуі
одан жоғары орналасқан хромосера мен тәждің сәулеленуінен әлде қайда
кӛп. Хромосфера мен тәж фотосфераның үздіксіз оптикалық сәулеленуін
еркін дерлік жібереді, сондықтан фотосфера жұлдыздың кӛрнекі беті сияқты
кӛрінеді. Күннің фотосферадағы температура ~6000 К, қысым - ~0,1 атм. Температура мұндай болғанда тек иондану потенциалдары үлкен емес химиялық элементтер иондалған күйде болады (мысалы, натрий, калий, кальций). Басқа элементтер, олар ішінде сутегі мен гелий, кӛбінесе
бейтарап күйде қалады. Осыған байланысты фотосферада конвекция
тоқтайды, ал энергия тағы да сәулелі тасымалдау арқылы беріледі.
Фотосферадағы зат тығыздығы биіктік ӛсуімен тез азаяды, сондықтан күн
атмосферасының сыртқы қабаттары ӛте сиретілген. Фотосфера затының
температурасы да биіктікпен кемиді, фотосфераның сыртқы қабаттарының
температурасы ~4500 К. Бірақ бұл мән жұлдыз үшін минимальды болып
табылады. Жоғарырақ жатқан қабаттарда (хромосферада) температура қайта
ӛсе бастайды екен. Бұның себептері туралы кейін сӛз болады.
Сӛйтіп, фотосфера – жұлдыздағы ең суық қабаты. Хромосферада температураның ӛсуі байқалады. Тәж – жұлдыз атмосферасының ең сыртқы және сиретілген қабаты. Хромосфера мен тәж арасында жұқа ауыспалы қабат жатыр, ода температура кенет (Күн үщін ~104 К-нен ~1 млн К-ге дейін) кӛтеріледі.