АСПАН МЕХАНИКАСЫ
Ғарышкерлердің айқындауы бойынша адамдар Жерді Әлемнің шексіз кеңістіктерінде жүйіткіп бара жатқан кішкентай кеме ретінде алғаш рет көрді. Ғарыштық кеңістіктер жайлы, онда орындалатын заңдар жайлы ғарыштық факторлардың жердегі процесстерге әсері жайлы білімінің болашақта бүкіл Әлемді мекендеуі мүмкін Жердегі барлық тіршілік иелеріне аса қажет екені айқын. Бұл заңдарды білмеу Әлемдік масштабтағы экологиялық апатқа әкеліп соғуы мүмкін.Сондықтан адам Әлемінің ең бір керемет туындысы ғана емес, сонымен қатар кейде дұрыс ой қорыта алмағандықтан, өзінің жасаған құрал-сайманымен Әлемді түсінемін және өзгертемін деп, оған кесірін тигізетін ұлы қиратушы.
Күн жүйесі-Әлемдік жалғыз ғаламшарлар жүйесі емес. Соңғы жылдары біздің Күнге жақын орналасқан жұлдыздарды айналып жүрген жетпіске жуық күннен тыс ғаламшар табылды.
Біз Күн жүйесін зерттей отырып, басқа да ғаламшарлар жүйесі үшін де орындалуы мүмкін заңдарды табамыз. Күн жүйесінің негізгі өкілдері-ғаламшарлармен жер тобындағы ғаламшарлар және алып ғаламшарлар деп бөледі. Бұлардың арасында астероидтар белдеуі орналасады. Ғаламшарларды топтарға бөлу- ғаламшарлар классификациясы- олардың шамамен пайда болу табиғатына және олардың құрылысы мен құрамына байланысты жүргізіледі.
Ғаламшарлардың физикалық қасиеттеріндегі айырмашылық жер тобындағы ғаламшарлардың Күн маңындағы бұлттан жаратылуына байланысты болуы мүмкін. Сондықтан оларда ауыр элементтер, металдар, мысалы, темір көп. Алып ғаламшарлар Күннен алыс қашықтықтарда қалыптасқандықтан негізінен жеңіл элементтерден тұрады.
Күн жүйесі Күннен, ғаламшарлар мен олардың серіктерінен, кометалардан, көп мөлшердегі тозаңнан, газдан және ұсақ болшектерден тұрады.
Қазіргі кезде Күн жүйесінің ғаламшарлары мен астероидтарында организмдер тіршілігінің белгісі зерттелуде.
Барлық ғаламшарлар, астероидтар, кометалар Күнді бір бағытта айналады(егер солтүстік полюстен қараса сағат тілі бағытына қармы). Ғаламшарлардың орбиталарын шеңбер деп айтуға болады, олардың жазықтықтары Жер орбитасының жазықтығына кішкене көлбеу орналасқан. Тек Меркурий және Плутонның орбиталары эклиптикаға біршама көлбеу орналасқан.
Кометалардың орбиталары созылыңқы.Күн жүйесінің көптеген объектілері өз осі айналасында түзу деп аталатын бір бағытта айналады.
Әр ғаламшардағы жыл және күндердің ұзақтығы әр түрлі. Барлық ғаламшарлар Күнді әр түрлі жылдамдықтармен айналады.Күнді ең үлкен жылдамдықпен айналатын Меркурий де, ең баяу жылдамдықпен, серігі Харонмен бірге Плутон айналады.
Ғаламшардағы жыл мезгілдерінің ауысуы ғаламшар экваторының орбита жазықтығына көлбеу бұрышына және оның орбитасының созылыңқылығына байланысты болады. Ғаламшардың айналу осінің көлбеулігі- ғаламшардың айналу осі мен оның орбитасы жазықтығына перпендикулярына 23,5 градус бұрыш жасай орналасқан. Егер осы көлбеулік болмаса Жер бетінде жыл мезгілдері ауыспаған болар еді. Жыл мезгілдерінің тұрақты ауысуы-Жердің Күнді айнала қозғалысының және айналу осінің орбита жазықтығына көлбеулігінің салдары.Марста да дәл осындай жыл мезгілдерінің ауысуы болады.
Ең ұзақ тәулік Шолпан ғаламшарында, ол 243 жер тәулігіне тең.Алып ғаламшарлар өз осі айналасында жылдамырақ айналады.Юпитердегі тәулік ұзақтығы 9,92 сағатқа тең.
Ғаламшарлардағы климат оған түсетін күн сәулесіне байланысты.Жұтылған күн энергиясы ғаламшар бетін қыздырады.Ғаламшар бетінде атмосфераның болуы не болмауы оның климатына әсер ететін маңызды фактор болып табылады.
Өткен ғасырдың астрономдары Күн жүйесінің пайда болуының көптеген теориясын жасады. ХХ ғасырдың қырқыншы жылдарында кеңес астрономы Отто Шмид Күн Галактикасы центрінде айнала жүріп өзіне барлық заттарды жинап алды деп болжады . Осы үлкен бұлттан салқын, тығыз ғаламшарларға дейінгі салқын тығыз денелер-ғаламшарлар бастамасы (планетезимал) қалыптасты.
Ғаламшарлар жүйесі жұлдыздармен бір мезгілде протожұлдыздық тозаң заттан қалыптасады. Бастапқы кезде оның орталық бөлігі өз бетінше сығылып протожұлдызға айналады.Бұлттың орталық бөлігі массасынан он есеге жуық аз келесі бөлігі орталық сығылу айналасында баяу айнала береді,ал шеттеріндегі әрбір бөлік өз беттерінше сығылады. Және бұл кезде бөлшектердің бастапқы турбуленттілігі, тәртіпсіз қозғалыстары тоқталады. Газ сұйық күйге айналмастан тікелей қатты денеге конденсацияланады.Ірі қатты тозаңдық жиынтықтар – бөлшектер пайда болады. Жиынтық үлкен болған сайын тозаңдық бұлттың орталық бөлігінде тезірек құлайды.
Артық айналу моментіне ие заттың бір бөлігі жұқа газды-тозаңды қабат-газды-тозаңды диск құрайды. Протожұлдыз айналысында онан сайын кеңейген,тығыздала түсетін протоғаламшарлық бұлт түзіледі.
Тозаңды дискідегі гравитациялық орнықсыздыққа байланысты жеке ұсақ суық жиынтықтар пайда болады, олар бір-бірімен соқтығысып үлкен массивті денелер- планетезималдар түзеді. Ғаламшарлар жүйесінің қалыптасуы барысыңда планетезималдардың бір бөлігі соқтығысу салдарынан қирайды, екінші бөлігі бірігеді. Өлшемдері 1км-ге жуық болатын ғаламшарларға дейінгі денелерінің ұясы пайда болады,мұндай денелер саны миллиардпен саналады.
Сонан кейін осы денелер ғаламшарларға бірігеді. Ғаламшарлар аккумуляциясы миллион жылдарға созылады,жұлдыздардың өмір сүру уақытымен салыстырғанда азғантай. Протокүн онан сайын ыси береді.Оның сәулесі протоғаламшарлық бұлтың ішкі аумағын 400 К дейін қыздырып қайнау аймағын түзеді. Күн желі және жарықтың қысымы әсерінен жеңіл химиялық элементтер (сутегі және гелий) жас жұлдыздың айналасынан аластатылды . Протоғаламшардың массасы 1-2 Жер массасына жеткен бойда өзінің айналасына атмосфера жинау қабілетіне ие болады. Проюпитер жүз жылда өзінің айналасына газдарды жинап алуы арқылы массасын ондаған есеге арттырады.
Күн жүйесінің шетіне таман өзінің жанына газды бұлттар жинай алатын алып ғаламшарлар пайда болады. Алдымен алып ғаламшардың ядросы түзіліп, онан кейін ғаламшарлар айналасында сутегі және гелийден қабықша түзілді. Алып ғаламшарлар қалыптасуының екі сатылы үлгісі фактілермен дәлелденеді. Алып ғаламшарларда өз айналасындағы газ және тозаңнан құрылған кішкентай дискілер пайда болып, олардан сақиналар және көптеген серіктер қалыптасты.
Юпитер қалыптасуы кезінде оның орбитасы маңында су булары конденсацияның шекарасы өтті. Қазіргі кезде есеп бойынша оған жақын қашықтықтардағы астероидтар белдеуінде ұшқыш заттар газ күйінде кездеседі. Ол болашақ Юпитер аймағында ғаламшарлар денесінің өсуіне, астероидтар белдеуінде оның кемуіне әкеледі. Сондықтан массивті Юпитердің өсу жылдамдығы Күнге жақын орналасқан протоғаламшарлардың өсуіне жылдам. Өзі пайда болғаннан кейін Юпитер астероидтар белдеуіндегі бұл ғаламшарлардың қалыптасуына кедергі келтіре бастады. Алып ғаламшарлардың тартуы салдарынан заттардың жиынтықтары Күн жүйесінің шеткі бөліктеріне шығарылып кометаларға айналады. Юпитер тарапынан гравитациялық ұтқулар астероидтарға қазір де қатты әсер етуде.
Уран және Нептун мұнан да баяу өсті. Бұл кезде күн желі әсерінен Күн жүйесінде азғантай мөлшерде ғана газ қалғандықтан,Юпитерге қарағанда Уран мен Нептунде проценттік қатысты сутегі мөлшері аз. Бұл алып ғаламшарлардан негізгі құраушылары су, метан және аммиак.
Күн жүйесінің орталығында аз массалы ғаламшарлар қалыптасты.Мұнда күн желі майда бөлшектер мен газды ұщырып шығарды. Ал ауыр бөлшектер керісінше ортаға ұмтылды. Жердің өсуі жүз миллиондаған жылдарға созылды. Оның қойнаулары гравитациялық сығылу және аккумуляцияға үлкен денелер қатысуына байланысты 1000-2000 К-ге дейін қызады. Мұндай денелердің құлауы жоғары температурадағы орны бар кратерлер пайда болумен қатар жүреді. Жердегі жылудың басқа және негізгі көзі радиактивтік элементтердің, негізінен уран,торий және калий ыдырауы кезінде бөлінетін жылу. Қазіргі кезде Жер центріндегі жылу 5000 К, аккумуляция соңындағы температурадан едәуір жоғары.
Күн тасулары оған жақын орналасқан Меркурий және Шолпан ғаламшарларының айналуын баяулатады. Радиологиялық әдістердің пайда болумен Жер, Ай және Күн жүйесінің дәл жастары анықталды-4,6 млрд жылға жуық.
Күн жүйесінің центрінде орналасқан Күнге келетін болсақ, ол кәдімгі жұлдыз және оның тепе – теңдігі газ қысымы күші мен гравитациялың теңдігіне байланысты. Күн 5 миллиард жыл өмір сүруде және оның қойнауында жүріп жатқан ядролық реакциялар нәтижесінде тағы осындай уақыт өзгермейтін энергия ағынын шығарады.
Сосын жұлдыздар эволюциясы заңдарына байланысты Күн қызыл алыпқа айналады, радиусы біраз өсіп,Жер орбитасынан үлкен болады. Мұнан кейін газды қабықша сейіліп, Күннің орнында ақ ергежейлі қалады. Біздің бұрынғы шырағымыздың осы қалдығы жылу энергиясы қорларын миллиардтаған жылдар бойынша таратып көрінбейтін суық объектіге айналады. Бұл кезде Жердегі температура басында 10 000 С – ге дейін өсіп, сонан кейін абсолют нөлге дейін кемиді.
Қазіргі заманғы ғаламшарлық космогония шешуі күттірмейтін көптеген сұрақтармен кездесуде.
ХIХ ғасырдың басында Марс және Юпитер арасынан жаңа ғаламшарлар ашылды.Оларға Церера, Паллада, Юнона және Веста деген ат берілді.Гершель кіші ғаламшарларда астероидтар деп атады. Астероид деген грекше «жұлдыздар тәрізді» дегенді білдіреді.
1804 жылы Ольберс Марс пен Юпитер арасында Фаэтон атты болжамдық ғаламшарының жарылып оның бөліктерінен астероидтар пайда болғаны жөніндегі гипотезасын айтқан болатын. ХIХ ғасырдың соңынан бастап астероидтарды іздеуде фото қолданыла бастады. Ұзақ экспозиция кезінде астероидтардың бейнесі олардың жылдам қозғалысына сәйкес сызықша түрінде көрінеді. Қазіргі кезді 12 000 – нан астам астероид бар. Басында оларды құдайлар атымен атады, онан кейін адамдар атымен атай бастады. Соңғы кезге дейін орбиталары өзгеше болып келген астероидтарға әйелдер есімін беру дәстүрі қалыптасқан болатын. Қазір бұл ережеден бас тартылды. Ольберс гипотезасынан да бас тартуға мәжбүр болдық. Математикалық есептеулер астероидтар бір ғана емес, бірнеше үлкен денелердің бөлшектенуінен пайда болатынын көрсетті.
Барлық астероидтар өлшемі 1500 км – ден кіші, оларда атмосфера да, гидросфера да жоқ. Астероидтар пішіні әр түрлі болып келеді: шар тәріздіден бастап темекі тәріздіге дейін. Астероидтар беті құрамының әр түрлігіне байланысты олардан жарықтың шағылуы да әр түрлі: бір астероидтарда шағылу коэффиценті 3%, құрылымы жаңа сыртқы резеңкесіне ұқсайды, екіншілерінде шағылу коэффиценті 50%, бор қабатымен қапталған секілді. Астероидтардың осьтік айналуларында ондаған есеге дейін айырмашылық болады: кейбір кіші ғаламшарларда ол сағатпен өлшенсе, кейбірінде бірнеше тәулікпен өлшенеді.
Қазір өлшемдері 1 км-ден кіші емес барлық денелерді астероидтар, өлшемдері онан аз денелерді метеориттер деп атайды.
Астероидтардың ішіндегі ең үлкені Церера, оның радиусы 470 км. Белгілі астероидтардың ең кішісі 1991 ВА, оның диаметрі – 9 м.
Астероидтардың тығыздығы әдетте 2 – 8 г/см -ге дейін өзгереді.
Ең қараңғы астероидтар: Аретуза, Бамберг, бұлар көмір немесе күйе секілді қара.
Астероидтар Күн және ғаламшарлардың әсерінен әр түрлі траектория мен қозғалады.
Күнді айнала үлкен ғаламшарлар мен астероидтар басқа кометалар да қозғалады. Кометалар – Күн жүйесінің ең созылыңқы объектісі болып саналады. «Комета» сөзі грекшеден аударғанда «жүнді», «ұзын шашты» дегенді білдіреді. Бұл кометаның Күнге жақындағанда қызып, оның бетінен газ және тозаңның жарық құйрық жасай ұшуына байланысты.
Кометалардың басым көпшілігінің пайда болуы беймәлім. Адамдар оларға ерте заманнан бері көңіл аударған.Өйткені аспанда кейде жарықтығы Айдың жарығынан да күшті болатын тұманды шырақты байқамау мүмкін емес болатын.
1577 жылы кометаның пайда болуын зерттей келе Тихо Браге оның Ай орбитасының сыртында қозғалатын анықтады.
Жаңа кометалар жыл сайын ашылуда.Бір жылда 20-ға жуық комета анықталады. Жуықтығында 50 кометаны бақылауға болады, жалпы адамзат баласы тарихында екі мыңға жуық кометалар тіркелді. Көптеген кометалар орбитасы өте созылыңқы эллипс болып келеді. 1702 жылы Эдмунд Галлей 1531,1607 және 1682 жылдары көрінген кометалар орбиталарының ұқсас екенін айтты. Галлей кометасының Күнді айнала қозғалу периоды 76 жылға тең.
Кометалар Күннің маңына қарағанда онан алыс жерлерде ұзақ уақыт болады. Күннен алыс болған сайын кометаның температурасы да төмендейді. Кометалардың булану тоқтап, оның құйрығы мен түйдегі жоғалады.
Кометалар Күн жүйесіндегі ең көп және ерекше аспан денелері болып табылады. Ғалымдардың есебі бойынша Күн жүйесінің шеткі жағында кометалардың алып сфералық жиындығында,яғни Оорта бұлтында – комета орналасқан. Олар Күнді 3000-нан 160 000 а.б. қашықтықта айналады, бұл жақын орналасқан жұлдыздарға дейінгі қашықтықтың жартысы. Жақын орналасқан жұлдыздардың ұйтқуы әсерінен кейбір кометалар Күн жүйесінен мәңгі шығып кетеді. Басқалары керісінше созылыңқы орбита бойымен Күнге қарай ұмтылады, сонан соң алып ғаламшарлардың тартылыс күші әсерінен эллипстік орбитаға көшеді.
Жер бетін тұрақты түрде әр түрлі өлшемді аспан денелері соққылап тұрады. Жер атмосферасымен үйкелес нәтижесінде бөлшектер қызады және жанады немесе буланады,жарық із-метеорды қалдырады. Метеор бірнеше секунд ішінде жанады. Метеор деп Жер бетінде 80км-ден 130 км-ге дейінгі биіктікте жер атмосферасына метеорлық денелер енгенде байқалатын жарық құбылысын айтады. Метеорлық дене – ғарыш кеңістігіндегі тастың бөлігі немесе тозаңнын жиынтығы. Метеор денелерінің жылдамдықтары әр түрлі-11 және 75 км/с аралығында. Жеке метеорлармен қатар метеорлық ағындар да кездеседі.
Өте жарық метеорларды болид деп атайды. Олар аспанда ұшқан түтінді ұзын құйрықты өте жарық шар түрінде көрінеді. Кейде болидтер Айдан жарық болады, тіпті Күннен де жарық болуы мүмкін. Түнде бірнеше секундқа күндізгідей жарық болып, қозғалған денелердің көленкесі көрінеді.Болидтің ұшуы метеориттің түсумен аяқталуы мүмкін.
Жарық болидтің ұшуы немесе метеориттің қашан, қайда құлауы ешкімге белгісіз,Болидтерді бақылайтын арнаулы қызмет болғанымен негізгі ақпарат жұртшылықтан алынады.
Метеорлардың көрінуі және олардың аспанда таралуы біркелкі емес.Бұл құбылыспен тереңірек «Метеорлық ағын» үлгі экспериментінде танысуға болады. Ұсақ астероидтардың соқтығысуы,кометалардың бұзылуы Күн жүйесінің ішіңде ғаламшараралық тозаңның қалыптасуына әкеледі. Ғаламшарлараралық тозаңнан концентрациясы Жерден біпшама қашықтықта (жердің айналасы енбейді) 10 г/см , бұл газ-тозаңды жұлдыз-аралық бұлт тығыздығынан 100-1000 есе жоғары.Жер орбитасындағы тозаңдық зат 10 кг жуық шамамен бір астероидтың массасына тең.
Метеориттер– Күн жүйесінің ең ертедегі заты. Олардың 5 миллиард жыл бұрын Күн және ғаламшарлар пайда бола бастаған кезден физикалық және химиялық процестер жайлы, сонымен бірге ғарыштағы кейінгі ғарыштық денелердің соқтығысуы, ғарыштық сәуле шығару жайлы да ақпараттарда алуға болады.Метеориттер мен жарық болидтерді зерттеу маңызды жағынан Жерге әкеленуі қымбатқа түсетін Айдың немесе басқа ғаламшарлардың топырағын зерттеумен бірдей. Ал метеориттер бізге өзі ұшып келеді.
Химиялық құрамына байланысты метеориттер тас (85%), темір (10%) және темір-тасты метеориттер (5%) болып бөлінеді.
Тас метеориттер никельді темір қосылған силикаттан тұрады. Сондықтан аспан тастары жердегі тастардан ауыр болады. Метеорит заттың негізгі минералогиялық құраушылар – темір-магнезиалды силикат және никельді темір. Тас метеориттердің 90%-тен астамын домалақ дәндер хондралар құрайды.Бұл метеориттер хондриттер деп аталады.
Темір метеориттер түгелдей дерлік никельді темірден тұрады. Олардың құрылымдары қызық, никелі өте аз және тэнит қабаттары бар төрт параллель камаситті пластиналар жүйесінен құралады.
Темір-тасты метеориттер құрамы жартылай силикаттан, жартылай металдан түзіледі. Ондай құрылым метеориттерден басқа еш жерде кездеспейді. Бұл метеориттер-шұрық тесік балқыған металл не күйген силикатты денелер.
Метеориттердің Жерге соқтығысынан оның бетінбе кратерлер пайда болады.Олардың ішіндегі ең көрнектісі-Аризона(АҚШ) штатындағы кратер болып саналады. Оның диаметрі 1200 м, тереңдігі 175 м.Кратер жиегі жерден 37 м-ге көтерілген. Кратер жасы 5000 жыл болғанмен шөл даланың құрғақ климаты оны эрозиядан жақсы сақтаған.Жер бетінде 140 ірі кратерлер анықталған.
1908 жылы Тасты Тунгус үстінен жарық болид ұшып өтті. Жарылу толқыны 100 км-ден астам жердің ағаштарын құлатты, бірақ ғалымдар болидтің өзінің қалдықтарын таба алмады. Тунгус метеориті шамасы Жерге соқтығысқан комета немесе кішкентай астероид болған.
Метеориттердің көпшілігі мұхиттар мен теңіздерге батады, далалар мен ормандарда, таулар мен шөлейттерде жоғалады, мұздар мен тундрада түскен метеориттерді табу қиын. Сондықтан жарық болидтің ұшуын көрген, метеоридтің құлауының куәсі болған немесе ертеде құлаған метеоритті тапқан әрбір адам бұл жайлы беруі қажет.
Бір жағынан, Күнмен біздің ғаламшарлардың өмірі байланысты, екінші жағынан, Күн бізге ең жақын жұлдыз болғандықтан оны зерттеу арқылы Әлемдегі барлық жұлдыздар жайлы жаңалықтар білетін боламыз.
Егер күн сәулесінің жіңішке шоғын кез келген призма арқылы жіберсек Ньютонның ізімен Күн спекторы үздіксіз екенін байқауға болады. Яғни түстер бір-біріне жайымен ауысады. Бірақ мұндай үздіксіздік көрінетін жарық диапазонынан басқа толқындар үшін де орындалады. Көрінетін жарық диапазонында күн спекторының интенсивтілігі жоғары, сондықтан біз осы диапазонда көреміз. Жер орбитасына шығарылып,Күнге қаратылған квадрат метр бетке бір секунтта 1400 Дж күн энергиясы түседі. Бұл шаманы күн тұрақтысы деп атайды. Басқаша айтқанда, күн сәулесі энергиясының тығыздығы 1,4 кВт/м .
Күн спектірінде 9% ке жуық энергия ултьтракүлігін сәулеге тән. Қалған энергия спектрдың көрінер және инфрақызыл аумағына жуықтап тең бөлінеді.
Күн радиосәуле шығарудың қуатты көзі. Ғаламшараралық кеңістікке хромосфера (сантиметрлік толқындар) және күн тәжі (дециметрлік және метрлік толқындар) шығарған радиотолқындар тарайды. Күннің радиосәуле шығаруының екі құраушысы бар: тұрақты және айнымалы. Тұрақты құраушысы қалыпты жағдайдағы радиосәуле шығаруды сиппатайды. Күн тәжі үздіксіз спектрлі радиосәуле шығарады. Күннің радиосәуле шығаруының айнымалы құраушысы жарқырау, шулы дауыл түрінде көрінеді. Шулы дауылдар бірнеше сағаттан бірнеше күнге дейін тұрады. Күшті күн жарқырауынан 10 минуттан кейінгі Күннің радиосәуле шығаруы қалыпты жағдайдағы Күннің радиосәуле шығаруынан мыңдаған есе, тіпті миллиондаған есе артық болуы мүмкін. Және бұл бірнеше минуттан бірнеше сағатқа созылады.Бұл радиосәуле шығарудың табиғаты жылулық емес.
Рентген аумағындағы Күннің сәуле шығару ағыны аз және күн белсенділігіне байланысты қатты өзгереді.
Спектрдің толқын ұзындығы 200 нм-ден аз ультракүлгін аумағында үздіксіз спектр интенсивтілігі күрт кемиді, сутегі атомы спектріне сәйкес сызықтар пайда болады. Күннің қысқа толқынды ультракүлгін сәуле шығаруы фотосфераға жақын жерде жүреді,Ренгтен сәулесі фотосфера үстінде орналасқан хромосферадан және күннің сыртқы қабықшасы тәжден шығады. Метрлік радиосәулелер Күн тәжінде сәулелер хромосферада пайда болады.
Күн Галактика жазықтағы орналасқан және оның центрінен 8кпк, Галактика жазықтығынан жуықтап 25кпк қашықтықта орналасқан.
Геркулес шоқжұлдызы бағытында жұлдыздар әр жаққа тарап бара жатқан сияқты, қарсы бағыттан қарағанда қозғалатын сияқты екенін бірінші болып байқаған Вильям Гершель болды. Ол мұны Күннің кеңістіктегі қозғалысымен түсіндірді.
Күн Лира және Геркулес шоқжұлдыздарының шекарасына қарай 20 км/с жылдамдықпен қозғалады. Күнге жақын орналасқан жұлдыздар қозғалыс жылдамдығы аз болады, бірақ бұл олардың галактика центрі айналуына кедергі келтірмейді.
Күн жүйесі Галактика центрін 220км/с жылдамдықпен айналады. Бұл қозғалыс Аққу шоқжұлдызы бағытына жүреді. Күннің галактика центрін айналуының периоды 220 млн жыл.
1935 жылы Ханс Бете күн энергиясының көзі сутегінің гелийге айналуының термоядролық реакциясы екендігі жөнінде ғылыми болжам жасады.
Күннің химиялық құрамы басқа көптеген жұлдыздардың құрамына ұқсас. Оның 75%-ті сутегі,25% гелий және 1%-тен азы басқа химиялық элементтер. Әлем пайда болғаннан кейін «ауыр» элементтер тіпті болмаған. Олар яғни гелийден ауыр элементтер және көптеген альфа-бөлшектер жұлдыздарда сутегінің термоядролық синтезі кезінде пайда болған. Күн секілді жұлдыздардың өмір сүру уақыты он миллиард жыл.
Энергияның негізгі көзі протон-протондық цикл, әлсіз байланыс нәтижесінде болатын (сипаттаушы уақыты 7,9*10 жыл) өте баяу реакция. Оның мағынасы мынадай: төрт протоннан гелий ядросы түзіледі. Бұл кезде қос позитрон, қос нейтрино және 26,7 Мэв энергия бөлінеді. Күннен бір секундта бөлінетін нейтрино саны Күннің жарқырауына ғана байланысты болады. Бұл теорияны тексерудің төте жолы нейтриноларды бақылау болып табылады.
Әр секундта Күн 600 миллион тонна сутегіне өңдейді. Ядролық отын енді 5 миллиард жылға жетеді, онан кейін ол ақ ергежейліге айналады.
Күннің орталық бөліктері қызып сығылады, бұл кезде сыртқы қабықшаға берілетін жылу әсерінен оның өлшемі айтарлықтай үлкейеді:Күн үлкейіп Меркурий, Шолпан ғаламшарларын жұтып қояды және «отынды» қазіргімен салыстырғанда жүздеген есе тез жағады. Күннің өлшемі үлкейіп, ол радиусы жер орбитасынан үлкен қызыл алыпқа айналады. Жердегі өмір жоғалады немесе басқа Күндердің ғаламшарларынан мекен табады. Ол үшін үлкен апаттың алдын ала 5 млрд жыл бұрын адам саналы тіршілік иесі ретінде осы мәселені нақты шешу жолдарын қарастыруы қажет. Біз әрине мұны ертерек білетін боламыз, өйткені жаңа сатыға көшу 100-200 миллион жылға созылады. Күннің орталық бөлігінің температурасы 100 000 000 К-ға жеткенде гелий де жанып, ауыр элементке айнала бастайды, Күн сығылу және ұлғаюдың күрделі циклына енеді. Соңғы сатыда біздің жұлдызымыз сыртқы қабықшасын жоғалтады, орталық ядро үлкен тығыздыққа, ал өлшемдері Жердікі сияқты өлшемге ие болады. Тағы бірнеше миллиард жыл өткенде Күн суып ақ ергежейліге айналады.
Жұлдыздар бір-бірінен түсімен, жалтырауымен өзгешеленеді. Телескоп арқылы жүргізілетін зерттеулер бірдей екі жұлдыздың болмайтынын көрсетті. Олардың эффективті температуралы 3 000 К-50 000К аралығында жатады, массалары жүздеген есеге, радиуыстары миллиардтаған есеге дейін өзгеше болады.
Ең жарық жұлдыздарды ертеде (ертедегі грек астрономы Гиппарх біздің дәуірімізге дейінгі II ғасырда) бірінші жұлдыздық щама деп атаған.
Қарапайым көзбен аспанда 5 000 жұлдызды көруге, ал жуық мөлшерде телескоп арқылы мсиллиардтаған жұлдызды: жартысын оңтүстүк жарты шарда, жартысын солтүстік жарты шарда көруге болады. Астрономияда «жұлдыз кескінінің жарықталынуы» деген ұғым орнына жалтырау ұғымы қолданылады.
Жалтырау азайған сайын бақылау жасау мүмкін болатын жұлдыздар саны арта береді. Жұлдызды картаға 11-жұлдыздық шамадан жарық барлық жұлдыздар түсірілген.
Гиппарх бойынша жұлдыздың жарықтылығы әлсіз болған сайын оның жұлдыздық шамасы үлкен деп санау ұйғарылған.
XIX ғасыр ортасында ағылшын астрономы Норман Погсон жұлдыздық шамалардың қазіргі кездегі шкаласын ұсынды: шкала бір жұлдыздық шамаға өзгергенде жұлдыздардың жалтырауы Гиппарх есептеуі сияқты жуық шамамен 2,5 есеге өзгереді. Жұлдыздық шаманың 5-ке өзгеруі жұлдыздар жалтырауының 100 есеге өзгеретін көрсетеді.
Бір жұлдыздардың көп жалтырауы, екіншілерінің аз жалтырауы жұлдыз жайлы нақты ақпарат бере алмайды. Өте жарық жұлдыз үлкен жарқырауға ие болып, бірақ өте алыста орналасуы мүмкін, сондықтан жұлдыздық шамасы да үлкен болады. Жұлдыздың нақты жалтырауын анықтау абсолют жұлдыздық шама ұғымын енгізеді.
Бір жұлдыздар күшті,екіншілері әлсіз жарқырайды. Сәуле шығарудың қуатын жарқырау деп атайды. Жарқырау- бұл жұлдыздан 1 секундта бөлінетін толық энергия.
Жұлдыздардың жарқырауын жұлдыздың барлық бағыт бойында шығаратын энергия ағынын көрсетеді, өлшем бірлігі Дж\с немесе Вт. Жарқырауы өте жоғары жұлдыздар ішінде алып жұлдыздар және аса алып жұлдыздар болады. Алып жұлдыздардың температурасы 3 000 К- 4 000 К, оларды қызыл алыптар деп атайды.
Аса алып жұлдыздар, мысалы, Бетельгейзе жарықтың ең қуатты көздеріне жатады. Жарқырауы ең төмен жұлдыздарды ергежейлілер деп атайды. Жұлдыздар Жердегі белгілі химиялық элементтерден тұрады, бірақ проценттік қатыста жеңіл элементтер сутегі мен гелий басым. Жұлдыздардан спектрі бойынша олардың жарқырауын, жұлдызға дейінгі қашықтықты, температурасын, өлшемін, оның атмосферасының химиялық құрамын, осінен айналу жылдамдығын, ортақ ауырлық центрі айналасында қозғалу ерекшеліктерін білуге болады. Телескопқа орналастырылған спектрлік аппарат жұлдыздар жарқырауын толқын ұзындығы бойынша спектр жолағына түсіріп береді. Спектр бойынша жұлдыздан қандай толқындағы энергия келетін және оның температурасын бағалауға болады.
Спектріне байланысты жұлдыздар спектрлік кластарға бөлінеді. Жұлдыздардың нақтырақ классификациясын гарвард классификациясы деп атайды.
Жұлдыздың түсі оның сыртқы қабаттарының жақсы температуралық индикатор көрсеткіші болып табылады. Ыстық жұлдыздар көк түсті, Күн секілді жұлдыздар сары түсті, салқын жұлдыздар қызыл түсті болып келеді.
Жұлдыз массасы- оның бүкіл өмір жолын көрсетеді.
Астрономия бұрында және қазіргі кезде оқшауланған жұлдыздың массасын тура және тәуелсіз әдіспен анықтай алмайды. Бұл біздің Әлем жайлы ғылымымыздың елеулі кемшілігі. Жұлдыздардың массасы үлкен болған сайын оның жарқырауы үлкен болатыны анықталды. Массасы ең аз деген жұлдыздардың өзі Күн жүйесінің кез келген ғаламшарларынан үлкен болады. Жұлдыздар массасы Күн массасының 0,1 бөлігі мен Күннің бірнеше массасы аралығында жатады. Сондықтан жұлдыздардың массасы жүз есеге дейін айырмашылық болады.
Салмағы Күннен екі есе ауыр жұлдыз онан 16 есе қуатты сәуле шығарады.
Жоғары температура әсерінен (миллион кельвин) атом ядролары толығынан иондалады, олардың ара қашықтығы қысқарады. Күн центріндегі газдың тығыздығы судың тығыздығынан жүз есе артық. Жұлдыздың температурасы оның центріне жақындаған сайын арта береді. Жұлдыздар айналу жылдамдықтарымен де сипатталады.
Бақылау нейтронды жұлдыздардың айналу жылдамдығы ең көп болатынын көрсетті.Күннің экваториалды жылдамдығы 2км/ с.
Бүкіл әлемдік тартылыс заңы, Ньютонның тартылыс заңы — кез келген материялық бөлшектер арасындағы тартылыс күшінің шамасын анықтайтын заң. Ол И. Ньютонның 1666 ж. шыққан “Натурал философияның математикалық негіздері” деген еңбегінде баяндалған. Бұл заң былай тұжырымдалады: кез келген материялық екі бөлшек бір-біріне өздерінің массаларының (m1, m2) көбейтіндісіне тура пропорционал, ал ара қашықтығының квадратына (r2) кері пропорционал күшпен (F) тартылады: , мұндағы G — гравитациялық тұрақты. Гравитациялық тұрақтының (G) сан мәнін 1798 ж. ағылшын ғалымы Г. Кавендиш анықтаған. Қазіргі дерек бойынша G=6,6745(8)Һ Һ10–8см3/гҺс2=6,6745(8)Һ
Һ10–11м3/кгҺс2. Айдың Жерді, планеталардың Күнді айнала қозғалуын зерттеу нәтижесінде И. Ньютон ашқан бұл заң табиғаттағы барлық денелерге және олардың барлық бөліктеріне қолданылады. Б. ә. т. з. аспан денелерінің қозғалысы жайындағы ғылым — аспан механикасының іргетасын қалайды. Осы заңның көмегімен аспан денелерінің қозғалу траекториясы есептелінеді және олардың аспан күмбезіндегі орындары алдын ала анықталады. Уран планетасының осы заңға сәйкес есептелінген орбитадан ауытқуы бойынша 1846 ж. Нептун планетасы ашылды. Плутон планетасы да 1930 ж. осындай тәсілмен анықталды. 19 — 20 ғ-ларда бұл заңды алдымен қос жұлдыздарға, сонан соң шалғай орналасқан галактикаларға да пайдалануға болатындығы белгілі болды. Жалпы салыстырмалық теориясының ашылуы (1916) нәтижесінде тартылыс күшінің табиғаты онан әрі айқындала түсті. Шындығында кез келген дене кеңістікте тартылыс өрісін туғызады. Денелердің арасындағы тартылыс күші осы өріс арқылы беріледі. Өте майда бөлшектерден тұратын микродүниедегі (атом, атом ядросы, элементар бөлшектер, т.б.) құбылыстарда Б. ә. т. з-ның әсері сезілмейді. Өйткені онда күшті, әлсіз және электр магниттік өзара әсерлер (қ. Әлсіз өзара әсер, Күшті өзара әсер, Электр магниттік өзара әсер) тәрізді өрістік әсерлер басым болып келеді.
Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік тартылыс заңы деп аталған. Осы заң бойынша, екі дененің бір-біріне тартылатын күші осы денелердің массаларына тура пропорционал, ал олардың ара қашықтығының квадратына кері пропорционал болады:
Ньютонның бүкіләлемдік тартылыс заңының іске асуы; m1 нүктелік массасы басқа бір m2нүктелік массасын F2 күшімен тартады; бұл күш екі массаның көбейтіндісіне тура, ал олардың арасындағы қашықтыққа (r) кері пропорционалды. Масса немесе қашықтыққа қарамастан |F1| және |F2| әрқашан тең болады. Мұндағы, G – гравитациялық тұрақты деп аталатын пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне әсер ететін денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған. Формула шамасы бойынша бір-біріне тең F12 және F21 күштердің сандық мәнін береді. Cуреттегі өзара әсерлесетін денелер біртекті шарлар болса, m1және m2 – шар массалары, r – олардың центрінің ара қашықтығы. Сонымен, шарлар материялық нүктелер ретінде өзара әсерлеседі , ал олардың массалары шар массаларына тең және олардың центрлерінде орналасқан. Гравитациялық тұрақтының сандық мәні, массалары белгілі денелердің бір-біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен анықталған. Осындай өлшеу кезінде көп қиыншылықтар кездеседі, өйткені массалары тікелей өлшенетін денелер үшін тартылыс күштері өте-мөте аз болып шығады. Мысалы, әрқайсысының массасы 100 кг, бір-бірінен қашықтығы 1 метр болатын екі дене бір-біріне шамамен 10−6 Н, яғни 10−4 Г күшпен өзара әсер етеді.
Бүкіл әлемдік тартылыс тұрақтысы
Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік тартылыс заңы деп аталған. Осы заң бойынша, екі дененің бір-біріне тартылатын күші осы денелердің массаларына тура пропорционал, ал олардың ара қашықтығының квадратына кері пропорционал болады: (2.10.1) мұндағы, – гравитациялық тұрақты деп аталатын пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне әсер ететін денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған.
Формула шамасы бойынша бір-біріне тең F12 және F21 күштердің сандық мәнін береді. 5-суреттегі өзара әсерлесетін денелер біртекті шарлар болса, m1 және m2 – шар массалары, r- олардың центрінің ара қашықтығы. Сонымен, (7-сурет) шарлар материялық нүктелер ретінде өзара әсерлеседі , ал олардың массалары шар массаларына тең және олардың центрлерінде орналасқан. -ның сандық мәні, массалары белгілі денелердің бір-біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен анықталған. Осындай өлшеу кезінде көп қиыншылықтар кездеседі, өйткені массалары тікелей өлшенетін денелер үшін тартылыс күштері өте-мөте аз болып шығады. Мысалы, әрқайсысының массасы 100 кг, бір-бірінен қашықтығы 1 метр болатын екі дене бір-біріне шамамен 10-6 Н, яғни 10-4 Г күшпен өзара әсер етеді. -тұрақтысының мәнін анықтау үшін ең алғаш ойдағыдай өлшеу жүргізген ағылшын ғалымы Генри Кавендиш (1798ж.) болды. Ол күшті өлшеу үшін өте сезгіш иірілмелі таразы әдісін қолданды (8-сурет). Жеңіл стерженнің ұштарына бекітілген екі қорғасын шар m (әрқайсысының массасы 729 г) симметриялы орналастырылған М шарларының (әрқайсысының массасы 158 кг) жанына қойылған. Стержень серпімді жіпке асып қойылған, шарлардың бір-біріне тартылу күшін осы жіптің бұралуы арқылы өлшеуге болады. Жіптің жоғарғы ұшы орнату бүркеншігіне бекітілген, ал осы бүркеншікті бұру арқылы m және М шарларының ара қашықтығын өзгертуге болады. Әр түрлі әдістермен анықталғандардың ішінде -ның анағұрлым нақтылы мәнін мынадай деп есептейді:
Егер (2.10.1)-өрнекке m1, m2 және r-лердің бірге тең мәндерін қойсақ, онда күш -ның өзіне тең болады. Сонымен, әрқайсысын массалары 1 кг, центрлерінің бір-бірінен қашықтығы 1 м болатын екі шар өзара 6,670×10-11Н-ға тең күшпен тартылады. Ал массасы 1 кг шар жерге қандай күшпен тартылады: Жердің массасы 6×1024кг, шардың массасы 1 кг, олардың центрлерінің ара қашықтығы жер радиусына 6,4×106м-ге тең. Жер мен оның үстінде жатқан шардың арасындағы тартылыс күшін есептейміз: Массасы 1 кг денеге әсер ететін ауырлық күшінің мәні тартылыс заңының ғылым мен техника үшін маңызы үлкен. Оның көмегімен Күн жүйесіндегі екі планета – Нептун мен Плутон ашылды, оны ғарыш кемелері және Жер серіктерінің ұшуын, олардың жылдамдықтары мен траекторияларын есептегенде, Айға және планеталарға автомат – станцияларды дәл дәл қондыруды жүзеге асыру үшін пайдаланылады. Дененің салмағы болады, өйткені дене жерге тартылады, Жер атмосферасы кеңістікке таралып кетпейді және барлық дененің бетіне қысым түсіреді, өйткені ауаның молекулалары Жерге тартылады. Тартылыс заңынан массасы m дененің Жерге еркін түсу үдеуін табайық: М – Жер массасы, R – оның радиусы. Rж » 6400 км; егер, осы жерден Жердің массасын тапсақ, ол кг болады. Жердің массанын біле отырып, Жердің тығыздығын табуға болады.
Кеплер заңдары
Иоганн Кеплер
Кеплер заңдары – 17 ғ-дың басында Иоганн Кеплер ашқан планеталар қозғалысының үш заңы. Кеплердің “Жаңа астрономия” (1609) атты негізгі еңбегінде алғашқы екі заң баяндалған. Үшінші заң кейінірек ашылған және ол “Әлем гармониясы” (1619) атты 5-кітабының 3-тарауында берілген.
Мазмұны
- 1 Кеплердің бірінші заңы
- 2 Кеплердің екінші заңы
- 3 Кеплердің үшінші заңы
- 4 Дереккөздер
Кеплердің бірінші заңы
Ұйтқымаған қозғалысқа (яғни екі дене есебінде) қатынасатын нүктенің орбитасы екінші ретті қисық сызықпен өрнектеледі және оның бір фокусында тарту күшінің центрі орналасады. Сонымен ұйытқымаған қозғалыстағы материалдық нүктенің орбитасы конустық қималардың бірі, яғни шеңбер, эллипс (планеталар үшін), парабола не гипербола түрінде болады.
Кеплердің 1 заңы
Кеплердің бірінші заңы негізінен планета орбитасының пішінін анықтайды: Барлық планеталар Күнді эллипс бойымен айналады, оның фокустарының бірінде Күн орналасады.
Эллипстің симметриялы центрі – О, үлкен АА1=2а және ВВ1=2в екі симметрия осі бар, мұндағы а – үлкен жарты ось, в – кіші жарты ось деп аталады.
Кеплердің күн жүйесі моделі
Оның екі фокусы центрден OF1=OF2=c=a2-b2 қашықтықта орналасқан эллипстің негізгі қасиеті: эллипстің кез келген нүктесінің фокустардан қашықтықтарының қосындысы үлкен ось ұзындығына тең болатын тұрақты шама:
MF1+MF2=2a
e=c/a қатынасы эллипстің эксцентриситеті деп аталады. Ол эллипстің сопақтық дәрежесін көрсетеді: е неғұрлым үлкен болса, эллипстің шеңберден айырмашылығы да соғұрлым көп болады. Егер с=0 болса (эллипстің фокустары центрімен беттеседі), онда е=0, яғни эллипс радиусы а болатын шеңберге айналады. Шолпан мен Жер орбиталарының пішіндері шеңберге өте жақын (Шолпан орбитасының эксцентиситеті – 0,0068, Жердікі – 0,0167). Өзге планеталардың көпшілігінің орбиталары әлдеқайда созылыңқы болып келеді. Орбитаның Күнге ең жақын нүктесін перигелий (грекше peri-таяу, helios- Күн деген сөздерінен), оның ең алыс нүктесі афелий (грекше apo- алыс деген мағынаны білдіреді) деп аталады. Эллипстің үлкен а жарты осі планетаның Күннен орташа қашықтығына пара- пар. Астрономияда Жердің Күннен орташа қашықтығы Күн жүйесінде қолданылатын қашықтық өлшеу бірлігі ретінде қабылданған. Ол астрономиялық бірлік (а.б.) деп аталады: 1а.б.=149 600 000 км. Жердің табиғи серігі Айдың және кез келген жасанды серіктердің Жерге ең таяу келетін нүктесі перигей (грекше Гей – жер), ал ең алыс нүктесі апогей деп аталады.
Кеплердің екінші заңы
Кеплердің 2 заңы
Ұйтқымаған қозғалысқа қатынасатын нүктенің радиус-векторы сызатын аудан уақытқа пропорционал болып өзгереді. Кеплердің алғашқы екі заңы тартылыс күші әсерінен пайда болатын және шамасы күш центріне дейінгі қашықтықтың квадратына кері пропорционал болатын ұйытқыма қозғалыстар үшін ғана орындалады.
Кеплердің екінші заңы – аудандар заңы планета қозғалыстарының бірқалыпты емес екендігін анықтайды: планетаның радиус – векторы бірдей уақыт аралығында шамалары бірдей аудандар сызып шығады. Планеталар ең үлкен жылдамдықпен перигелийде, ал ең кіші жылдамдықпен афелий де қозғалады.
Кеплер ғаламат жұлдызы
Кеплердің үшінші заңы
Орталық нүкте (Күн) айналасындағы екі материалдық нүктенің (планета) ұйтқымаған эллипстік қозғалысы кезіндегі айналу уақытының квадраты мен орт. және айналатын нүктелер массалары қосындысы көбейтінділерінің қатынасы, олардың орбиталарындағы үлкен жарты осьтері кубтарының қатынасына тең, яғни: мұндағы T1 және T2 – екі нүктенің айналу периоды, m1 және m2 – олардың массалары, m0 – орталық нүктенің (Күннің) массасы, a1, a2 – орбита нүктелерінің (планеталардың) үлкен жарты осі. Кеплердің үшінші заңы эллипстік орбита бойымен қозғалатын планеталарға, планеталар серігіне, қос жұлдыздардың құраушыларына қолданылады және аспан шырақтарының кейбір сипаттамаларын анықтауға мүмкіндік береді.
Кеплердің 3 заңы
Кеплердің үшінші заңы – планеталардың орбиталық периодтары мен олардан Күнге дейінгі қашықтық арасындағы байланысты анықтайды: кез келген планетаның Күнді айналу периодтары жартыосьтерінің қатынасына тең болады. Екі планетаның үлкен жартыосіне а1 және а2 деп, ал айналу периодтары Т1 және Т2 деп белгілейтін болсақ, онда Кеплердің үшінші заңын мына түрде жазуға болады. Ньютон өзінің бүкіләлемдік тартылыс заңын ашқан соң, Кеплердің үшінші заңын жалпы түрге келтіреді. Кеплер заңдары Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс заңының ашылуында елеулі рөл атқарды. Бақылаулар нәтижесінде табылған Кеплер заңдарын Ньютон екі дене есебінің дәл шешуі ретінде қорытқан. Бүкіл әлемдік тартылыс заңына сүйінсек, ұйытқуларды ескере келіп есептеген аспан денелерінің орындары, бақылаумен дәл келіп отырады. Бұл астрономия заңдарының дұрыстығын дәлелдейді.
Планеталардың қозғалысы. Күн жүйесінің құрамында тоғыз планета бар екені мәлім. Бұлар Күнді эллипстік орбиталар бойымен айналып жүреді. Күннен алыстау орналына қарай, олар: Меркурий, Шолпан, Жер (Аймен қоса), Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун және Плутон деп аталады.
Құралсыз көзбен бес планетасы- Меркурий, Шолпан, Юпитер және Сатурнды көруге болады. Сыртқы түріне қарап планетаны жұлдыздан ажырату оңай емес, оның үстіне ол көп жағдайда жұлдыздан гөрі жарық бола бермейді.
Планеталар аспан сферасының тәуліктік қозғалысына қатысып қана қоймайды, олар сонымен бірге шоқжұлдыздар аясында ығысатын (кейде елеусіз ғана) шырақтар қатарына жатады. «Планета» деген сөздің өзі планеталардың осы ерекшелігіне байланысты, өйткені ертедегі гректер «қыдырма» шырақтарды осылай атаған.
Аспан денелерінің тәулік бойы аспан әлемінде қозғалатынын бәрімізде байқаймыз. Түні бойы Ай мен Жұлдыздардың да қозғалысын бақылауға болады. Мұнда жұлдыздардың бір-бірімен салыстырғандағы өзара орналасу қалпы өзгермейді.
Күнге ең жақын планета – Меркурий (қазақша аты – Болпан немесе Кіші Шолпан). Сондықтан да оны бақылау қиын. Әйтсе де, соңғы радиобақылаулардың мәліметтері бойынша, Меркурийдің өте баяу айналатыны анықталды, яғни бұл планетадағы күндік тәулік шамамен жердегі 176 тәулікке тең. Бірақ ол Күнге жақын орналасқандықтан оның орбитасы Жердікіне қарағанда кіші. Меркурий өлшемдері жағынан да, массасы жағынан да кішкене болғандықтан, ол өзінің айналасында атмосфераны ұстап тұра алмайды.
Күнге жақындығы және елеулі атмосферасының болмауы салдарынан онда температураның күрт өзгеруі болып тұрады. Мысалы, күндіз +300°C-қа дейін ыстық, ал түнде шамамен-200°C суық болады.
Атмосфера болмаған соң, онда бұлт та болмайды. Аспан қап-қара болып, жұлдыздар жарқырап, орасан зор Күн тәжі анық көрініп тұрады.
Шолпан көлемі мен массасы жағынан Жерге жуық болғандықтан, ерте кезден-ақ ғалымдарды өзіне ерекше назар аударуға мәжбүр етті. Алайда, оны тұтасқан ақ бұлт қабаты қоршап жататындықтан, бұл планетаның табиғаты мен қозғалысын оптикалық бақылаулар арқылы анықтау қиындық келтіруде. Дегенмен, радиобақылаулар нәтижесі күтпеген мәліметке қол жеткізді. Шолпан (Уранды ескермегенде) барлық планеталар айналатын жаққа кері бағытта, яғни өзінің күнді айнала қозғалатын бағытына өз осі төңірегінде қарсы айналатын болып шықты. Ондағы күндік шамамен Жердегі 118 тәулікке тең.
Жер – Күннен қашықтығы бойынша үшінші планета. Жердің бір тәулік ішінде өз осін бір рет айналатыны, ал бір жылда Күнді толық бір айналып шығатыны белгілі. Жердің өз осінен айналуы салдарынан, өзен-суы оның жағасын кеулеп шайып отырады. Ауа құйындары және жел Жердің солтүстік жарты шарында оң жаққа, ал оңтүстік жарты шарында сол жаққа ауытқиды. Жер Күнді эллипстік орбита бойымен айналады. Жерді күнді айнала қозғалатынынның бір дәлелі – бізге жақын орналасқан жұлдыздардың көрінерлік ығысуы болып табылады. Мұндай ығысулар ең алғаш рет XIX ғасырдың 30-жылдарында бақыланған болатын. Жер бетіндегі жыл мезгілдерінің ауысып отыруы мынадай үш себептен болады, олар: көлбеу болатыны және Жер Күнді айнала қозғалағанда оның осінің өзіне-өзі параллель қалпын сақтауы. Жердің орбитасының белгілі бөліктеріндегі орналасуына сәйкес оңтүстік және солтүстік жарты шарларға күн сәулесінің түсу бұрышы мен түсетін жылудың мөлшері өзгереді. Сол себепті оңтүстік жарты шарда жаз болғанда, солтүстік жарты шарда қыс болады. Осы кездегі астрономияның көптеген табыстары Жердің Күнді айнала қозғалу заңдарына сүйенеді.
Марс (қазақша аты- Аңырақай немесе Қызыл жұлдыз) диаметрі жағынан Жерден екі есе кіші. Соңғы жылдары Марсқа автоматты станция – зертханалар жіберіліп сонын арқасында бұл планета жайындағы мәліметтер шұғыл түрде өсті. Жерден берілген бұйрық бойынша олар планета бетін суретке түсіріп, көптеген ғылыми өлшеулер жүргізіп, радио және теледидар арқылы хабарды Жерге жеткізіп отырды. Қазіргі зерттеулер бойынша Марстағы жыл Жердегіден екі еседей дерлік ұзақ Марста жыл мезгілдері ауысып тұрады. Өйткені, оның айналу осі дәл Жердікі сияқты өзінің орбита жазықтығына көлбеу орналасқан. Ондағы тәуліктін ұзақтығы 24 сағат 37 минут 23 секунд болатыны аса дәлдікпен өлшенген. Жазда – күндіз ең жылы жеріндегі температура +20°C, ал қыста – түнде — 125°C-қа дейін төмендейді. Көбінесе көмірқышқыл газдан тұратын атмосферасы Жердегіге қарағанда жүз есе сирек.
Ал енді алып планеталардың ішіндегі ең жақсы зерттелгені – Юпитер (қазақша аты – «Есекқырған»). Ол диаметрі бойынша Жерден 11 есе, ал массасы жағынан 300 есе үлкен. Оның Күнді айналу периоды 12 жылға жуық. Юпитердің айналу осі оның орбита жазықтығына перпендикуляр болғандықтан, онда ешқандай жыл мезгілдерінің ауысы болмайды. Ондағы тәулік – 9 сағат 50 минут. Ол басқа алып планеталар сияқты өз осі төңірегінде өте тез айналады.
Күн жүйесіндегі ерекшелік бір түзіліс – Сатурн планетасы (қазақша аты – «Қоңырқай»). Оны айнала қоршаған жалпақ сақинаның қалыңдығы бірнеше километрге созылып жатады. Сақина планетаның экватор жазықтығында орналасқан, ал бұл жазықтықтың планета орбитасының жазықтығына көлбеулігі 27°С. Сондықтан Сатурн 30 жыл ішінде Күнді бір рет айналып шыққанда, бізге бұл сақина бірде әжептәуір ашылып, бірде тура қырынан көрінді. Қырынан келгенде оны жіңішке сызық түрінде үлкен телескоптың көмегімен көруге болады.
Планеталардың қозғалысы жөніндегі өзге деректер ішінде назар аударарлық бір факт: Уранның өз осінен айналу бағыты өзге планеталарды (Шолпаннан басқа) айналу бағытына қарама-қарсы. Оның осі орбита жазықтығымен небары 8° бұрыш жасайды, сондықтан ол бүйірінен қисайып жатып айналады. Осының салдарынан бұл планетада жыл мезгілдерінің күрт ауысуы болып отырады. Урандағы жыл Жердегі 84 жылдай уақытқа созылады. Уран мен Шолпан – өз остерінен барлық басқа планеталар айналатын бағытқа қарсы айналатын бірден-бір планеталар.
Ғылыми жетістіктердің бір айқын мысалы және табиғатты танып білуімізге шек болмайтынының айғағы – Нептун планетасының бар екенін алдын ала теориялық болжау арқылы есептеп табу. Францияда Урбен Леверье және Англияда Джон Адамс бір уақытта дерлік көп жылдар бойы ең шеткі деп саналып келген Уран орбитасын ауытқытып тұрған белгісіз планетаның орны мен өлшемдерін, орбитасының математикалық жолмен өте дәл есептеп тапты. Бұл планета ғалымдардың меңзеген тұсынан 1846 жылы телескоптың көмегімен табылады. Ол планета Нептун деп аталады. Нептунның бар екенін алдын ала есептеп шығарудағы Леверье әдісі ғалымдардың қиялын шарықтатып жібереді. Нептунның қозғалысын мұқият қадағалай отырып, көп ұзамай ғалымдар бұл жаңа шырақтың бақылау мәліметтерінен алынған орбитасы мен теориялық жолмен анықталған орбитасы арасында елеулі айырмашылықтың бар екенін байқады. Мұны Нептунның ары жағында тағы бір планетаның бар болуымен ғана түсіндіруге болатын еді.
Ақырында жас астроном Клайд Томбо 1930 жылғы 18 ақпанда американың Ловелл обсерваториясында Күн жүйесінің тағы бір планетасын тапты. Бұл планета Плутон деген атқа ие болды. Плутон – Күн жүйесіндегі тоғыз планетаның ең кішісі. Ірі телескоптар көмегімен алынған фотосуреттерде ол кішкентай ғана әлсіз жұлдыз тәрізді көрінеді. Әзірге ол ең жырақтағв планета болып есептеледі. Оның диаметрі 3000 километрге жуық. Ол Күннен шамамен 6 млрд. километр қашықтықта баяу қозғала отырып, оны 248 жылда бір айналып шығады. Соңғы зерттеу әдістері бізге планеталар Әлемі жөнінде дәлелді мәліметтер беріп отырады.
Сонымен қазіргі кезде Күн жүйесінің тоғыз планетасы белгілі. Ғалымдар әлі де болса жаңа планеталарды іздестіру жұмысын жалғастыруда.