Календарь наблюдателя - октябрь 2013

Асырлық аберрация

Жылдық аберрация

M=gR2/G= 5.976 1027 г.=6 1024 кг.

2-ші әдісКеплердің 3-ші түзетілген заңы бойынша Күн мен планета массалары арасындағы қатынасты анықтауға болады, егер планетаның кем дегенде бір серігі бар болса және оның планетадан қашықтығы мен айналу периоды белгілі болса.Планета серігінің қозғалысы планетаның Күнді айналу қозғалысы заңдарына бағынады, олай болса: T²(M+m)/t²_c(m+m_c)=a³/a³_c,

мұндағы M, m және m_c – Күннің, планета және оның серігінің массалары, Т және t_c – планетаның Күнді және серіктің планетаны айналу периодтары, а және а_с – сәйкесінше планетаның Күннен және серіктің планетадан қашықтықтары.

Теңдеудің сол жағының алымы мен бөлімін m – ге бөліжәне оны массаға қатысты шешсек: (M/m +1): (1+m_c/m)= t²_c a³ / T² a³_c.

M/m қатынасы барлық планеталар үшін өте үлкен; ал m_c/m керісінше аз шама және оны ескермеуге болады. Олай болса соңғы теңдеуден белгісіз тек M/m шамасы ғана қалады. Ай және Жердің массаларының қатынасынан Күн массасы Жер массасынан 333000 есе үлкен екені анықталады, яғни М_күн=2 10³³ г. Күн массасын және оның кез-келген басқа планетаның массасына қатынасын біле отырып, осы планетаның массасын анықтауға болады.

Ал серіктері жоқ планеталардың массалары олардың басқа планеталар қозғалысына жасайтын ұйытқуларын бақылау арқылы анықталады.

 

 

35. Жұлдыздар өлшемдерін анықтау әдістері. Жұлдыздар радиустарын анықтау мүмкін емес (кейбір жағдайлардан басқа), себебі олар бізден өте алыс орналасқан және бұрыштық өлшемдері ірі телескоптардың ажырату қабілетінен аз. Егер жақын орналасқан жұлдыздың бұрыштық бұрыштық диаметрі d қандай да бір әдіс көмегімен табылған болса, оның сызықтық өзекшесі D:

(3.4.1)

өрнегі арқылы анықталады.Жұлдыздық өлшемді жанама әдіс арқылы табуға болады, егер оның болометрлік жарықтығы және әсерлі температураның анықтамасына сәйкес жұлдыздардың 1см² ауданы барлық бағыттар бойынша:

(3.4.2)

энергия ағынын шығарады. Егер осы шаманы жұлдыз бетінің ауданына (4πR²)-қа көбейтсек, онда жұлдыз шығаратын толық энергия ағынын толық аламыз. Олай болса жұлдыздың жарықтылығы:

(3.4.3)

түрінде анықталады Алынған өрнекті жарықтылығы мен радиусы белгілі болып табылатын Күнге пайдаланатын болсақ, онда Күннің әсерлі температурасын деп белгілеп:

(3.4.4)

өрнегін аламыз. Жоғарыдағы өрнектерді бір–біріне мүшелеп бөлсек, онда:

(3.4.5)

немесе логарифмдасақ:

. (3.4.6)

Әдетте жұлдыздың радиусы мен жарықтылығын күн бірліктері және арқылы өрнектейді.Олай болса:

 

(3.4.7)

 

36.Қара құрдымдар, олардың пайда болуы мен ерекшеліктері.Күн массасынан бірнеше көп есе массада тозғындалған нейтрондардың қысымы гравитациялық күштерге төтеп бере алмайды және жұлдыздың қайтымсыз сығылуына еш нәрсе бөгет келтіре алмайды (коллапс). Коллапстанушы жұлдыздың радиусы қандайда бір кризистік радиусқа (R) жақындағанда ерекше жағдай орындалады, R былайша анықталады: R=2c*m/r. Радиусы гравитациялық радиустан аз жұлдыздан жарық сәулелері шықпайды. Мұндай обьект физика заңдарына сәйкес өмір сүру керек деп есептегенімен, ол байқалмайды. Бұл, теориялық түрде жорамалданған жарықты жұтушы және өзіне басқа массаларды тартып алатын, сәуле шығармайтын обьектілерді қара құрдымдардеп атайды. Шварцшильд радиусымен шектелген сфера ішінде заттың тығыздығы шексіз өсіп классикалық физика заңдары орындалмайды, мұнда тек жалпы салыстырмалық теория немесе релятивистік физика заңдары жұмыс істейді. Сондықтан нейтронды жұлдыздармен қатар қара құрдымдарды релятивистік обьект деп атайды.

 

37.Галактикалар мен жұлдыздар шоғырлануы.Галактикалар да Ғаламдағы ең ірі құрылымдар болып табылмайды. Жұлдыздар сияқты, галактикалар да бірнеше мүшеден (галактика топтары) жүздеген және мындаған мүшені (галактика шоғырлары) кіргізетін құрылымдарды түзеді. Мысалы, біздің Галактика Андромеда тұмандығымен және 30 жуық кіші галактикалармен бірге галактикалардың Жергілікті тобын құрайды, оның өлшемі ~0,8 Мпк. Ең жақын көршілес галактикалар топтары Жергілікті топтан 2-5 мпк қашықтықта орналасқан. Біздің Галактикадан 10-20 Мпк аз қашықтықтарда мұндай топтың ондағаны табылған. Бізге ең жақын галактикалардың ірі шоғырлануы Бикеш шоқжұлдызында, бізден 20 Мпк жуық қашықтықта орналасқан. Оған 7 алып эллипстік және 10 зеңгір шиыршықты галактика кіреді. Оған кіретін жарқырауы жоғары және орташа галактикалардың жалпы саны 200 жуық, олардың шамамаен үштен бір бөлігі – эллипстік жіне линзатәрізді, қалғандары – шиыршықтылар (бұл осы шоғырланудың ерекшелігі, басқа шоғырларда әдетте эллипстік пен линзатәрізді галактикалар басым болады, ал шиыршықты галактикалар өте аз болады). Бикештегі шоғырлану одан да ірі галактикалар жүйесінің орталық қоюлануы болып табылады. Ол галактикалардың Жергілікті тобы мен оның көршілерін де кіргізеді және Жергілікті аса шоғырлану деп аталады. Одағы галактикалардың жалпы саны 20000 жуық (ергежейлілерді еске алмағанда), диаметрі 60 Мпк жуық. Галактикалардың ондаған ірі шоғырланулардан құрылған басқа да ондаған аса шоғырланулар табылды, бірақ олармен қатар жеке де, деңгейі жоғары ұжымдарға кірмейтін галактикалар шоғырланулары болады. Аса шоғырларда галактикалар біртексіз орналасқан: олар іштерінде галактикалар өте аз ұяшықтар шекаралары бойымен жиналғандықтай болады (яғни созылыңқы аса шоғырлар бір бірімен қиылысып, ұяшықтар қабырғаларын тізетіндей болады).

Жұлдыздардың өздері де кеңісткте өте біртексіз, түрлі топтарға жиналып орналасады. Мысалы, жұлдыздардың жартысына жуығы қосарланған болып табылады, яғни бір-бірінен басқа жұлдыздарға дейінгі қашықтықтан әлдеқайда аз қашықтықта орналасады. Жұпқа кіретін жұлдыздардың арақашықтығы соншалықты аз болады, олар бір-біріне елеулі гравитациялық әсер етеді де, ортақ массалар центрі бойымен айналады. Тығыз қос жүйе жұлдыздарының арақашықтығы олардың радиусымен салыстырмалы келеді, бұл жағдайда гравитациялық тартылыс әсерінен заттың бір жұлдыздан екінші жұлдызға ағылуы байқалу мүмкін. Бұл жұлдыздар эволюциясына үлкен әсер етеді және түрлі стационар емес процестерге әкеледі. 3, одан да көп еселі жұлдыздар болады. Жұлдыздар бұлардан әлде-қайда ірі, жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізетін түзілістер де құрайды, оларды жұлдыз шоғырлары деп атайды. Жұлдыз шоғырлардың: шартәрізді және шашыраған екі түрі бар. Шар тәрізді шоғырлар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады және жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (шар тәрізді шоғырлардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк³ ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк³ ішінде)). Шар тәрізді шоғырлардың массалары 10⁴-10⁶ М_Күн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырлар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 10⁸-10⁹ жыл ішінде жасалады. Шар тәрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі әлдеқайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдызаралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тәрізді шоғырланулар оның ең кәрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тәрізді шоғырланулар бар. Шашыраған шоғырлар өздеріне 20 шақтыдан 1000 дейін, кейде 10 000 дейін жұлдызды қамтиды, олардың дұрыс пішіні жоқ болады. Салыстырмалы түрде тығыз ядродан және одан көрі сиретілген тәжден тұрады, жұлдыздар концентрациясы £1 пк^-3 болады, ядро радиусы ~3 пк, тәж радиусы одан 2-10 есе көп болады, массалары әдетте ~10⁶ М_Күн құрайды. Шашыраған шоғырлар Галактика жазықтығында айтарлықтай қоюланған. Олардың көбісінің Галактика жазықтығынан қашықтығы 100-300 пк-тен аспайды. Галактика центрі бойымен айналу орбиталарының эксцентриситеті аз болады. Ауыр элементтерінің мөлшері тек 5 есе айырылуы мүмкін және орта есеппен алғанда Күндегідей болады. Жасы бірнеше миллион жылдан 5-10 млрд жылға дейінгі аралықты қамтиды. Әлемде жұлдыз шоғырларынан да әлдеқайда ірі шоғырлануларды қамтитын құрылымдар бар. Жұлдыздар галактикалар деп аталатын жүздеген миллиардқа дейін жұлдыздан тұратын алып жүйелерді құрайды.

38.Жердің жасанды серіктері, олардың қозғалыстары. Жердің жасанды серігі (ЖЖС) — Жер төңірегіндегі орбитаға шығарылып, әр түрлі ғылыми және қолданбалы мәселелерді шешуге арналған ғарыштық аппарат. Канада, Франция, Италия, Ұлыбритания, т.б. елдерде жасалған кейбір серіктер 1962 жылдан бастап америкалық тасығыш ракеталардың көмегімен ұшырылды. Кеңестік тасығыш ракеталардың көмегімен Үндістан, Франция, Чехословакия, т.б. елдердің ЖЖС-тері орбитаға шығарылды. ЖЖС-ті тасығыш ракетаның көмегімен орбитаға шығару үшін оған бірінші ғарыштық жылдамдыққа тең (қ. [Ғарыштық Жылдамдықтар|Ғарыштық жылдамдықтар) немесе одан артық (бірақ 1,4 еседен асып кетпейтін) жылдамдық берілуі тиіс. ЖЖС-тің ұшуының төменгі биіктігі (орбитаның перигейінде) 140 — 150 км (атмосферада жылдам тежелуден сақтану үшін), жоғарғы биіктігі (орбитаның апогейінде) бірнеше жүздеген мың км-ге дейін. ЖЖС-тің жерді бір айналып шығу уақыты оның ұшу орбитасының орташа биіктігіне байланысты және 1,5 сағаттан бірнеше тәулікке созылады. Экватор жазықтығына жақын жатқан экваторлық орбитаға шығарылған ЖЖС экваториалдық ЖЖС, ал Жердің полюстері маңынан өтетін полярлық (немесе поляр маңындағы) орбитадағы ЖЖС полярлық ЖЖС деп аталады. Жер бетінен 35800 км қашықтықтағы экваториалдық орбитаға шығарылып, Жердің айналу бағытымен қозғалатын ЖЖС Жер бетінің бір нүктесінің үстінде “қалқып” тұрады (геостационарлық орбита). Мұндай ЖЖС-тер стационарлық деп аталады. ЖЖС-тердің ерекше типіне ғарыштық кемелер және герметикалық кабинасында адам өмір сүретін орбиталық стансалар жатады. Халықаралық келісімге сәйкес, егер ғарыштық аппарат Жерді кем дегенде бір рет айналып ұшса, ол ЖЖС деп аталады. Бұл шарт сақталмаған жағдайда ғарыштық аппарат баллистикалық траектория бойымен өлшеулер жүргізген зондылау ракетасы болып саналады және ЖЖС ретінде тіркелмейді. Орбитаға шығар кезінде ЖЖС-тен бөлініп қалатын тасығыш ракетаның соңғы сатылары, бас бөлігіндегі ауа ақтырғыш, т.б. қосалқы орбиталық нысандар болып есептеледі; бұл нысандар Жер төңірегіндегі орбитамен қозғалады; олар бірқатар жағдайларда ғыл. мақсат үшін бақыланатын нысан қызметін атқарғанымен, әдетте, оларды ЖЖС деп атамайды. ЖЖС-тер көмегі арқылы шешілетін мәселелерге байланысты олар ғыл.-зерт. ЖЖС-тері және қолданбалы ЖЖС-тер болып бөлінеді. Егер ЖЖС-те радиотаратқыштар, қандай да бір өлшеуіш аппаратура, жарық сигналдарын беретін импульстық шамдар, т.б. орнатылса оны активті ЖЖС деп атайды. Аталған жабдықтардың ешқайсысы жоқ, тек кейбір ғыл. мәселелерді шешу үшін жерден бақыланатындары (мұндай ЖЖС-тер қатарына диаметрі бірнеше ондаған м-ге жететін ЖЖС-баллондар жатады) пассивті деп аталады. ұылыми-зерттеу ЖЖС-тері Жерді, басқа аспан денелерін, ғарыштық кеңістікті зерттеуге, ғарыштық кеңістікте биологиялық, т.б. зерттеулер жүргізу үшін қызмет атқарады. Жасанды серіктердің қозғалысы - Бүгінгі таңда бірнеше мыңдаған жасанды серіктер Жерді айналуда. Зымырандардың көмегімен белгілі бір орбитаға шығарылған серіктер сол алған жылдамдығы есебінен орбиталар бойымен қозғалады. Жасанды серіктердің қозғалысы денелердің ауырлық күші әрекетінен қозғалуының маңызды әрі ерекше жағдайы болып табылады.Денелердің ауырлық күшінің әрекетінен қозғалуының қарапайым түрі — денелердің Жер бетіне вертикаль бағытта нөлге тең бастапқы жылдамдыкпен еркін түсуі. Бұл кезде дене Жердің центріне қарай g еркін түсу үдеуімен қозғалады.Егер дененің бастапқы жылдамдығы нөлден үлкен болса және Жер бетіне жанама бойымен бағытталса, онда дене қисық траектория бойымен қозғалады. Бастапқы жылдамдықтың белгілі бір мәнінде Жер бетіне жанама бойымен лақтырылған дене (атмосфера болмаған жағдайда), ауырлық күшінің әрекетінен Жерді айнала дөңгелек орбита бойымен қозғала алады.Бүкіләлемдік тартылыс күші әрекетінен дененің дөңгелек орбита бойымен қозғалысы жүзеге асатын жылдамдық бірінші ғарыштық жылдамдық деп аталады.Жердің алғашқы жасанды серігі 1957 жылдың 4 қарашасында ұшырылған болатын. Ол жұлдыздардың арасында жылдам қозғалып бара жатқан кішкене жұлдыз сияқты еді. Бүгінгі таңда жасанды серіктердің көмегімен көптеген пайдалы жұмыстар атқарылады, мысалы, Жер төңірегі кеңістігіндегі ғылыми зерттеулер, астрономиялық бақылаулар, байланыс (радио, теледидар), ауа райын болжау, Жердің табиғи қорларын зерттеу және т.б.Планетааралық станцияларМарс пен Шолпанды, Меркурий мен Юпитерді зерттеді. Қазіргі кезде бір станцияның көмегімен бірнеше планеталарды зерттеу жүзеге асырыла бастады.Қазіргі кезде Жерден 36000 км қашықтықтағы экваторлық орбитаға жаңа байланыс серіктері ұшырылады. Мұндай серіктердің Жерді айналу периоды 24 сағатка тең, яғни серік әр уақытта Жер бетінің белгілі бір нүктесінің үстінде болады. Мұндай серіктер телекоммуникацияда (телефондық байланыс, теледидар), дөл уақытты анықтау қызметінде кеңінен қолданылып отыр.

39.Қос жұлдыздар. Қос жүйелердің жалпы сипаттамалары.Аспанда екі немесе біріне-бірі жақын орналасқан бірнеше жұлдыздар жиі кездеседі, олардың кейбіреулері шын мәнінде бір-бірінен өте алыста орналасады және олардың физикалық сипаттамалары да түрліше келеді. Олар тек аспан сферасындағы жақын нүктелерге проекцияланады, сол себепті оларды оптикалық қос жұлдыздар деп атайды. Бұлардан өзгеше, физикалық қос жұлдыздардеп аталатын жүйелер бар, олар ортақ динамикалық жүйе құрып тартылыс күші нәтижесінде ортақ масса центрі бойымен айналады. Кейде үш немесе оданда көп жұлдыздардың бірігуі де бақыланады. Егер қос жұлдыздардың компонеттері өзара алыс орналасса, яғни олар бөлектеніп көрінсе, онда ондай жұлдыздарды визуалды қос жұлдыздардеп атайды. Кейбір тығыз орналасқан жұлдыздардың компоненттері жекелей көрінбейді, олар тек фото түрде ғана (тұтылған айнымалы жұлдыздар) және спектрлері (спектірлі қос жұлдыздар) арқылы ғана ажыратылады.

Қос жүйелердің жалпы сипаттамалары.Қос жұлдыздар табиғатта жиі кездеседі, сондықтан ол зерттеу жұлдыздардың өзінің ғана емес жалпы жұлдыздар пайда болуы мен эволюциясының космогониялық проблемаларын шешуде де маңызды. Зерттеліп отырған жүйе оптикалық қос жұлдыз емес нағыз физикалық екендігіне көз жеткізу үшін ұзақ уақыт бақылаулар жүргізу керек. Жұлдыздардың физикалық жүйе екендігі олардың өздерінің қозғалысынан анғаруға болады. Қазіргі кезде онмыңдаған тығыз визуалды қос жұлдыздардың бар екендігі белгілі. Қос жұлдыздар компоненттерінің қозғалысы Кеплер заңына сәйкес жүреді, яғни екі компанентте кеңістікте ортақ масса центріне қатысты эллипстік орбиталар сызады. Егер бас жұлдыз қозғалмайды десек, онда серік–жұлдыздың эксцентриситеті де Кеплер заңына сәйкес алынады. Серік жұлдыздың бас жұлдызға қатысты салыстырмалы қозғалыс орбитасының үлкен жарты осі екі жұлдыздың ортақ масса центріне қатысты қозғалыс орбиталарының үлкен жарты осьтерінің қосындысына тең. Екінші жағынан,бұл екі эллипстің үлкен жарты осьтерінің шамасы жұлдыздар массасына кері пропорционал. Егер бақылау нәтижесінде салыстырмалы қозғалыс орбитасы белгілі болса, онда белгілі өрнектерді пайдаланып қос жұлдыздар компоненттерінің энергиясын анықтауға болады. Егер олардың орбиталарының жарты осьтерінің қатынасы белгілі болса, онда массалар қатынасын да табуға болады, яғни әр бар жұлдыздың массасын жеке жеке анықтауға болады.Қос жұлдызды зерттеудің маңыздылығының бірі осы, яғни негізгі шамалардың бірі – жұлдыз массасын анықтау,ал масса арқылы жұлдыздың ішкі құрылысын және оның атмосферасын зерттеуге болады.

 

40. Колориметрия негіздері.Жұлдыздар сәулеленуі туралы информация – бұл олардың спектрлеріндегі энергия таралуы, ол абсолюттік энергетикалық бірліктерде сипатталады. Жұлдыздар спектріндегі энергия таралуы туралы мәліметті олардың спектрінің әртүрлі бөліктеріндегі сәуле шығаруын өлшеу арқылы алуға болады, ол үшін жарық сүзгісі (светофильтр) қолданады. Визуалды фотометрлерді пайдаланып алынған жұлдыздық шамалар визуалды деп аталады. Бұл әдіс фотографияға пайда болғанға дейін қолданылды. Қазіргі кезде ол аз қолданылады. Жұлдыздар кескінінің фотометрлік өлшеу әдісі арқылы алынатын жұлдыздық шамалар фотографиялық деп аталады. Жұлдыздан келетін сәулелер ағынын дәл анықтау фотоэлектрлік фотографиялық әдістер арқылы жүзеге асады. Ол үшін арнайы іріктелінген (светофильтрлері – жарық сүзгілері) пайдаланады. Олар халықаралық жүйеде U,B,V деп белгіленеді, яғни бұл спектрдің 3 бөлігі – ультракүлгін (U), көк (B) және сары (V- визуалды). Басқа да көп түсті фотометрлік жүйелер бар. Берілген жүйедегі жұлдыздық шамаларды анықтау үшін зерттелетін жұлдыздан келетін жарық ағындарын және стандарт ретінде қабылдаған салыстыру жұлдыздарының жарық ағындарын салыстырады. Жұлдыздың түс көрсеткіштерін зерттеуге арналған астрофизика бөлімі – колориметрия деп аталады. Оның мақсаты түс көрсеткіштерін әртүрлі әдістермен өлшеу, жұлдыздар сәуле шығаруының спектрлік құрамын сипаттайтын басқа да шамаларды табу.

 

41. Визуалды қос жұлдыздар. Қосарлығы тек телескоп арқылы анықтайтын қос жұлдыздарды – визуалды қос жұлдыздар деп атайды. Серік жұлдыздың бас жұлдызға қатысты көрінетін орбитасын ұзақ уақыт бақылаулар арқылы анықталады. Бұл орбиталар эллипс пішінді келеді.Визуалды қос жұлдыздың көрінетін орбитасы оның шын орбитасының жазықтыққа проекциясы болып табылады. Сондықтан орбитаның барлық элементтерін анықтау үшін ең алдымен еңкею бұрышын білу керек. Бұл бұрышты жұлдыздардың еңкеюін бұрышы көрінгенде ғана анықтауға болады. Егер еңкею бұрышы, периастр бойлығы болса, онда бұл элементтерді анықтау геометриялық есеп болып табылады. Қазіргі кезде алпыс мыңнан аса визуалды қос жұлдыздар тіркелген. Бұлардың шамамен екі мың орбиталарының қозғалыстары анықталған.

 

42.Галактикалар түрлері, олардың қасиеттері.Галактикалардың пішіндері өте әртүрлі келеді, бірақ негізгі сыртқы белгілеріне қарап бірнеше түрге бөлінеді. Морфологиялық ерекшеліктері бойынша, галактикалардың 4 түрге айырылады.

1)Зерттелген галактикалардың шамамен 25% жұмыр немесе эллипс тәрізді болады, оларды эллипстік деп атайды. Бұл галактикалар құрылымы, жұлдыздық құрамы және ішкі қозғалыстардың сипаты бойынша ең қарапайым болып табылады. Олардың беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай біртіндеп, кенет өзгеріссіз азаяды. Олар құрамындағы ең жарық жұлдыздар – қызыл алыптар, жарқырауы жоғары жұлдыздар (аса алыптар) ішінде жоқ болады. Жұлдыздар бұл галактикалар ішіде кез келген бағыттарда жоғары (≈200 км/с) жылдамдықтармен қозғалады. Эллипстік галактикалардың жарқырауы мен массасы кең аралықта: ~10³⁸-10⁴⁵ эрг/с және 10⁵-10¹³ М_Күн сәйкесінше өзгереді.

2)Зерттелген галактикалардың шамамен 50% (оның ішінде біздің Галакттика да) шиыршықты (спиральді) болып табылады. Мұндай галактикалардың ерекшелігі – оларда екі не одан көп сілемді шиыршықты тармақтар түріндегі құрылым бақыланады. Тармақтар ортасында балдж деп аталатын сфератәрізді жуандалуы бар жазық (қалындығы диаметрінен бірнеше есе аз) дискті құрайды (яғни галактикаға жоғарыдан қарағанда, шиыршық тәрізді құрылымды, ал бүйірінен қарағанда дискті көреміз). Балдж ішінде галактиканың ядросы орналасады. Дискті оның радиусына жақын сфератәрізді (дәлірек айтсақ, эллипс тәрізді) гало қоршайды. Шиыршықты тармақтардағы жұлдыздардың саны олардың арасындағы және галодағы санынан көп болмайды, тармақтарында галактиканың ең жарық ыстық жұлдыздар, жас жұлдыздық шоғырлар және жарқырайтын газдық тұмандықтар топталатындықтан үздік көрінеді. Ал галода көбінесе ескі, жарқырауы аз жұлдыздар орналасқан. Жұлдызаралық газ бен шаң да галода жоқ дерлік болады (дисктегі жұлдызаралық газ бен шаңның массасы жұлдыздар массасының бірнеше пайызына жетеді).

Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 10 кпк (2R_диск/3) қашықтықта орналасқан.

Әр шиыршықты галактика өз центрі бойымен айналып тұрады (жалпы айналыста болады). Диск жұлдыздары галактиканың центрін айнала шеңбертәрізді орбиталар бойымен, ал гало жұлдыздары созылған орбиталар бойымен қозғалады. Галактиканың жалпы айналысы дифференциалды сипатта болады – айналудың бұрыштық та, сызықтық та жылдамдығы галактика центріне дейінгі қашықтыққа тәуелді өзгереді (массаның үлестірілуіне байланысты заң бойынша). Жалпы айтқанда, галактикалық диск айналуының бұрыштық жылдамдығы центрге дейінгі қашықтық өскен сайын азаяды, ал сызықтық жылдамдық әуелі өсіп, кейбір қашықтықта максимумге дейін жетеді де, одан соң баяу азая бастайды. Шиыршықты галактикалардың жарқырауы ~10⁴¹-10⁴⁴ эрг/с, ал массалары 10⁸-10¹² М_Күн аралықта өзгереді.

3)Зерттелген галактикалардың шамамен 20% линзатәрізді болып табылады. Олар эллипстік пен шиыршықты галактикалар ортасында аралық орынды алады: олардың пішіні эллипсоид тәрізді болады, ал беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай сатылы түрде өзгереді. Мұндай галактикаларда ядроны, «линзаны» және «жиекті» айырады. Линзаның сыртқы бөліктерінде кейде шиыршықты тармақтардың «ұрықтары», маңдайшалар және сыртқы жарық сақина көрінеді.

4)Галактикалардың қалған 5% дұрыс емес галактикалар болып табылады. Мұндай галактикалардың дұрыс (симметриялы) пішіні әдетте жоқ болады. Жалпы айтқанда, бұл топқа жоғарыда айтылған топтың үшеуіне де жатпайтын барлық галактикаларды шартты түрде кіргізеді

 

43. Тұтылған айнымалы жұлдыздар.Тұтылған айнымалылар деп телескоппен ажыратылмайтын тығыз жұлдыздар жұбын айтады. Бұл жағдайда жарықтылығы жоғары жұлдыз – бас жұлдыз, ал төменгі – серік жұлдыз болып табылады. Бұл жұлдыздарға, мысалы, Алголь және Лираның β-сы жатады. Бас жұлдыздың серік жұлдызбен үнемі тұтылуы нәтижесінде жұлдыздардың тұтылған айнымалыларының шамасы периодты түрде өзгеріп отырады. Жұлдыздардың сәулелену ағынының уақыт бойынша өзгеруі жылтырлық қисығы деп аталады. Жұлдыздың ең аз көрінетін жұлдыздық шамасы кезіндегі уақыт мезеті – максимум кезеңі, ал қарсы жағдайдағысы – минимум кезеңі деп аталады.

Тұтылған айнымалы жұлдыздың жылтырлық қисығының сипаты бойынша қос жұлдыздың біреуінің екіншісіне қатысты орбита элементтерін анықтауға болады. Жылтырлық қисығын мұқият зерттеу нәтижесінде тұтылған айнымалы жұлдыздар туралы келесі мәліметтер алынады:

1.Тұтылу сипаты көлбеулік бұрышы мен жұлдыздың өлшемдері көмегімен анықталады: i = 90^º кезде тұтылу орталық болады.

2.Минимумдардың ұзақтығының негізінде компоненттердің R₁ және R₂ радиустарын табуға болады

3.Егер тұтылу толық болса, онда минимумдар тереңдігенің қатынасы арқылы жарықтылықтар қатынасын анықтауға болады, ал егер радиустары белгілі болса, онда температуралардың қатынасын анықтай аламыз.

4.Жылтырлық қисығының көлбеулік сипатынан жұлдыздар сәулеленулерінің өзара шағылуларын сипаттауға болады.

5.Жылтырлық қисығының минимумдарын мұқият зерттеу нәтижесінде жұлдыз дискінің шетіне қарай қараңғылау заңын бағалауға болады.

Сонымен жылтырлық қисығының нәтижесінде: i - орбита жазықтығының көлбеулік бұрышы, Р – айналу периоды, Т – бас минимум кезеңі, е – орбита эксцентриситеті, w - периастр бойлығы, R₁,R₂ - компоненттердің радиустары, L₁/L₂- жарықтылықтар қатынасы шамаларын анықтауға болады екен.

44.Күн белсенділігі туралы түсінік. Күн белсенділігінің циклдері.Күн магнит өрістері күн бетіне шыққанда, түрлі стационар емес процестер жүре бастайды, белсенді аймақтар түзіледі. Олардың бәрі күн белсенділігін білінулері болып табылады. Күн белсенділігіңің деңгейін сипаттайтын көптеген шамалар қолданылады, оларды күн белсінділігінің индекстері деп атайды. Олар ішіндегі ең жиі қолданылатын – Вольф сандары: W = 10g + f, мұндағы g – дақ топтарының саны, f– Күннің көрінетін жартышарындағы дақтардың толық саны.

Күн белсенділігінің өзгерісінде түрлі периодтылықтар бақыланады, олар күн магнит өрістерінің өзгеруімен байланысты келеді. Бұл өзгерістер мынадай сипатта жүзеге асады: ұсақауқымды магнит өрістер реттелген емес, бейберекет (хаостық) түрде өзгереді. Осі бойынша симметриясыз өрістің секторлық құрылымы шамамен Күннің өз осі айналу мерзімімен өзгереді. Ал полоидал мен тороидал ірі масштабты өрістер квазипериодты түрде, шамамен 22 жылға тең мерзімімен өзгереді. Диполь құраушысының төңкерісі және азимутал өріс бағытының алмасуы әр 11 жылда болады. Күн белсенділігінің өзгерісінде 11 жылдық циклі бақыланатыны жақсы белгілі. Хэйл күн белсенділігі көрсеткіштерінің бірі болып табылатын күн дақтарындағы спектрлік сызықтарының Зееман жіктелуін тіркеп, күн белсенділігінің 11 жылдық циклі мерзімі ~22 жылға тең Күн магнит циклінің бөлігі болып табылатындығын көрсеткен. Біртіндеп Күн бетіндегі және Күн беті үстіндегі барлық реттелген емес құбылыстар Күн бетіне шығатын магнит өрістерімен себептелінетіні айқындалды. 11 жылдық циклінің басында, Күн белсенділігінің минимумінен кейін, Күн экваторынан алыс, ~30⁰-40⁰ ендікте, күшті азимутал магнит өрісімен бірге күн дақтары пайда болады. Цикл жүрісінде дақтар аумағы (азимутал магнит өрісімен бірге) экваторға қарай түседі және де ~15 ⁰ дейін магнит өрісі, Күн дақтар ауданы мен саны өседі (ол Күн белсенділігінің максимумы болып табылады), ал одан соң, ~ 8 ⁰ дейін қозғалғанда, арғы (қарама- қарсы) жартышардың өрісімен әлсізденіп, азаяды (ол КБ-ң келесі минимумы болып табылады). Одан кейін жоғары ендіктерде жаңа циклінің дақтары (азимутал өрістермен бірге) пайда болады. Бұл заңдылықтар тек Күн дақтарына ғана емес, басқа да белсенді аймақтарға жарамды келеді. Әдетте дақтар жалғыз емес, топ- тобымен кездеседі және де топта олар көбінесе екі - жетекші (батыс) және тұйықтаушы (шығыс) – дақтар айналасында қоюланады. Жетекші және тұйықтаушы дақтардағы магнит өрістер полярлығы қарама- қарсы болады (N(+) және S (-)), сондай-ақ дақтар үстіндегі белсенді аймақтың құрылымы өрістің күш сызықтары бір дақтан шығып, екінші даққа кіретіндігін көрсетеді. Бір цикл ішінде бір жартышардағы барлық жетекші дақтар бірдей, басқа жартышардағы жетекші дақтарға қарама-қарсы, үйектелген (полярланған) болады. Бұл екі жартышардағы азимутал өрістің бағыты қарама-қарсы болатындығын білдіреді. Келесі циклде барлық полярлық керісіншеге ауысады. Американдық астрономдар Бэбкок пен Лейтон түсініктері бойынша, белсенді аймақтардың тұйықтаушы бөліктерінің қалдықтары, ұзақ уақыт жойылмайтын протуберанецтермен бірге, Күннің сәйкес үйектеріне (полюстарына) ығысады да, сондағы әлсіз полоидал өрісті теңестіріп, кері таңбалы өрісті түзейді. Үйектік Күн магнит өрістері максимал кернеулігіне (~1 Э) күн белсенділігі циклының минимумы қасында жетеді де, Күн белсенділігі максимумы кезеңінде жойылып, таңбасын ауыстырады. Сонымен, үйектік аймақтардағы құбылыстардың төмен ендіктердегілерден, белсенді аймақтар қалдықтарының экватор аймақтарынан үйек (полюс) аймақтарына ығысу уақытына байланысты, фаза бойынша артта қалуы байқалады. Мысалы, азимутал өріс таңбасын Күн белсенділігінің минимумында, полоидал (үйектік) өріс таңбасын Күн белсенділігінің максимумында ауыстырады. Паркер түсініктері бойынша таңбасын ауыстырған кезде полоидал өріс жойылмайды, бағытының өзгеруі дипольдің төңкерісі сияқты болады. Белгілі магнит жағдайына (яғни қаланған жартышардағы азимутал және үйектік (полюстық) магнит өрістерінің белгілі үйектілігіне) қайта келуі 22 жылдан кейін болады, яғни магнит циклінің мерзімі 22 жылдан тұрады. Мұнда келесіні ескеру керек. 11 жылға тең күн белсенділігі циклінің мерзімі (яғни 22 жылға тең магнит циклінің мерзімі) статистикалық (орташа) мерзімі болып табылады, күн белсенділігінің нақты периоды ~7 жылдан ~15 жылға дейін өзгереді.

45.Кеплердің 1- (жалпылама) заңы, Кеплердің 2-ші толықтырылған заңы, Кеплердің 3-ші (түзетілген) заңы. Кеплер өз заңдарын эмпирикалық түрде, ғаламшарлардың көрінетін қозғалыстарын зерттеу нәтижесінде алды. Сондықтан жоғарғы келтірілген Кеплердің 1-ші заңы тек Күн жүйесінің үлкен ғаламшарлары мен Күнді айналып жүретін олардың денелері үшін дұрыс болады.Егер аспан денелерінің қозғалысын жалпы түрде қарастырсақ, жоғарғы айтылған заңды келесі түрде тұжырымдау керек: тартылыс күші әсерінен бір дене екінші дененің тарту өрісінде қозғалады, бұл қозғалыс шеңбер, эллипс, парабола немесе гипербола түрінде болады. Бұл тұжырымдамада Кеплердің 1-ші заңы кометалар, үлкен ғаламшарлардың серіктері, қос жұлдыздар, т.б. аспан денелері үшін дұрыс болады.

Кеплердің 2-ші заңы.Тік бұрышты координаттар жүйесін қарастырайық. Координаттар басы тартылыс центрінде орналассын, ал ху жазықтығы дене орбитасының жазықтығымен сәйкес болсын. (2.4-сурет)

2.4-сурет. Кеплердің екінші заңын қорытуды түсіндіру
(М-орталық дене, тартылыс центрі, m – айналатын дене)

Күш пен үдеудің х және у координат осьтеріне құраушыларын тауып, қозғалыс теңдеуін келесі түрде жазайық:

(2.1.3)

Бұл теңдеулерді сәйкесінше у және х-ке көбейтіп және алғашқысынан соңғысын шегерсек, мынадай өрнекке келеміз:

(2.1.4) немесе

(2.1.5)

Күш орталық болғандықтан :

, яғни . (2.1.6) Олай болса, (2.1.7) немесе . (2.1.8)

Полярлы координаттар арқылы өрнектесек:

, (2.1.9)

мұндағы r - нүктенің координата басынан қашықтығы (радиус-вектор),- поляр бұрышы. Егер тік бұрышты координаттардан поляр координаттарына көшсек, онда жоғарыдағы өрнек:

(2.1.10)түріне келеді.

Кеплердің үшінші (түзетілген) заңы.Дөңгелектік қозғалыс кезінде үдеу , мұндағы бұрыштық жылдамдық , ал - айналу периоды болса, онда үдеу:

(2.1.11)

түрінде анықталады Массасы m аспан денесінің массасы М орталық денені шеңбер бойымен айнала қозғалысын қарастырайық, олай болса жоғарыдағы өрнекке сәйкес салыстырмалы үдеу:

-ге (2.1.12)

тең,және – екеуі бір шама, яғни үдеу болғандықтан, теңдеулердің оң жақтарын теңестіріп:

(2.1.13)

өрнегін аламыз. Аспан денесінің қозғалысын эллипс бойымен қарастырсақ, сонда (2.1.13) өрнекке ұқсас өрнекті аламыз, бірақ мұнда шеңбер радиусы r үлкен жарты ось а-ға алмастырылады, ал Т дененің эллипс бойымен айналу периодын білдіреді. Осы өрнекті массалары m_ және m₂ екі дене үшін жазайық, олардың эллипстік орбиталарының үлкен жарты осьтері а₁және а₂, ал айналу периодтарын Т₁ және Т₂ деп белгілесек, сонда:

 

(2.1.14)

Бұл Кеплердің 3-заңының түзетілген түрі. Егер екі ғаламшарның Күнді айнала қозғалысын қарастырсақ, яғни М₁=М₂ болса және ғаламшарлар массасы Күн массасымен салыстырғанда ескермейтіндей аз болса (), онда Кеплердің бақылаулар нәтижесінде алған:

(2.1.15)

өрнегіне келеміз. (2.1.13) және (2.1.14) өнектерінің астрономиядағы маңызы өте зор, өйткені олар аспан денелерінің массаларын аңықтауға мүмкіндік береді.

 

46. Айдың көрінетін қозғалысы мен фазалары.Ай тұтылуы. Айдың көрінетін қозғалысы – бұл Айдың Жерді айналғандағы нақты қозғалысының салдары. Ай бір жұлдыздық ай бойында жұлдыздар арасында тек бір бағытта ғана, яғни батыстан шығысқа қарай қозғалады. Айдың көрінетін қозғалысы оның сыртқы келбетінің өзгеруімен қатар жүреді, бұл өзгеріс ай фазасы деп аталады. Кей күндері Ай аспан сферасында көрінбей де қалады. Басқа күндері ол орақ тәріздес, жарты шеңбер және толық шеңбер болып көрінеді. Ай фазалары былайша түсіндіріледі: Ай Жер сияқты бұлыңғыр, яғни мөлдір емес, шартәріздес дене және ол Жерді айнала қозғалып, Күнге қатысты әртүрлі орындарда болады. Күннің алыстығына байланысты, оның Ай бетіне түсетін сәулелері әрқашанда параллель және Ай шарының дәл жартысын қамтиды. Жерге Айдың жарық және қараңғы жарты шарларының бөліктері түсетіндіктен, Ай бізге толық шеңбер емес сияқты көрінеді. Ай денесінің қараңғы және жарық жағынан бөліп тұратын түзу - терминатор деп аталады, ол әрқашанда жартылай эллипс өлшемді болады. Ал Күннен Айға және Айдан Жерге бағытталған түзулердің арақашықтығы - ψ-фазалық бұрыш деп аталады.

Айдың негізгі 4 фазасы болады. Олар бірінен соң бірі ауысып тұрады: жаңа ай, бірінші ширек, толық ай және соңғы ширек.

Толық ай кезінде Ай Күн мен Жер арасынан өтеді, фазалық бұрыш ψ=180°, Жерге Айдың қараңғы жағы қарайды және ол аспанда көрінбейді, Күннен кейін ол орақ тәріздес болып көріне бастайды. Уақыт өте ол үлкейе береді де, бірінші фазаға ауысады, Ай шығыс квадратта орналасады, яғни Күннен шығысқа қарай 90°-қа, яғни фазалық бұрыш φ=90°, Жерге Айдың жарық жағының бір бөлігі және қараңғы жағының бір бөлігі көрінеді. Біз фаза кезінде Ай тек түннің бірінші жартысында ғана көрініп, әрі қарай көкжиек асып кетеді. Жерге Айдың жарық бөлігі көбірек көріне бастайды және жобамен 7 тәуліктен соң бірінші ширектен толық ай фазасы кемиді, яғни Ай толық шеңбер түрінде болады. Бұл кезде Ай күнге қарсы тұрады, фазалық бұрыш φ=0° және Айдың жарық жағы толығымен Жерге қарайды. Толық Ай аспанда түні бойы көрінеді, ол Күн батқанда батады. Толық айдан кейін Ай “кішірейе” береді, толық айдан кейін шамамен 7 тәуліктен соң Ай қайтадан жарты шеңбер түріне енеді, соңғы ширек басталады. Бұл уақытта Ай батыс квадратта болады, фазалық бұрыш φ=90° және Жерге Айдың жарық және қараңғы бөліктері де қарайды. Бірақ, Ай енді Күннен батысқа қарай 90° орналаспайды, түннің екінші жартысында ол Күн шыққанға дейін көрінеді. Процесс осылай қайталана береді.

Ай тұтылуы.Ай тұтылуын 2.5-сурет арқылы түсіндіруге болады. Күн Жерге жарық түсіреді, ал Жердің күнге қарсы беті көлеңкелі болады. Күн диаметрі Жер диаметрінен үлкен болғандықтан, Жер көлеңкесі Ай көлеңкесі сияқты біртіндеп сығыла түскен конус тәріздес келеді. Жер көлеңкесінің конусы Айдың конусынан ұзынырақ, ал оның диаметрі Ай диаметрінен 2,5 есе артық. Жерді айнала қозғала отырып Ай Жер көлеңкесінің конусына түсіп қалады, міне осы уақытта Ай тұтылуы құбылысы байқалады. Тұтылу кезінде Айға Күн сәулесі түспегендіктен Ай тұтылуы бүкіл түнгі жер жартышарында көрінеді.

2.5-сурет. Ай тұтылуы схемасы

Ай батыстан шығысқа қарай қозғалғандықтан Жер көлеңкесіне оның сол жағы бірінші болып кіреді. Егер Ай Жер көлеңкесіне толық кірсе, онда Ай толық тұтылады, ал егер көлеңкеде Айдың бөлігі ғана болса, онда жартылай тұтылу болады. Жер көлеңкесінің диаметрі Ай диаметрінен 2,8 еседей артық болатындықтан толық тұтылу екі сағатқа дейін созылуы мүмкін. Тұтылулар белгілі бір уақыт арасында қайталана отырады, бұл уақыт аралығы – сарос деп аталады ( сарос - "қайталану" ). Сарос 18 жыл және 11,3 тәулікке тең. Ай фазалары орта есеппен 29,53 тәулік сайын қайталанады.

 

47.Екі дене есебі.

 

 

48.Негізгі астрономиялық құралдар, Телескоп, оның түрлері мен жұмыс істеу принципі.Галлилей бірінші рет өзінің қолдан жасаған телескопын аспанға қаратқан күннен бастап,әлемді зерттеудегі ең күшті құрал телескоп болды. Дүниені танытатын ең маңызды мүшеміз – көзіміз болса, телескоп көзіміздің қырағылығын мың еселеп арттырып алыстағы аспан денелерін мың еселеп жақын көрсететін болды. Алғашқы кезде телескоп тек көзбен көру үшін қолданылатын болды да, бірте-бірте түрлі мақсаттарды шешу үшін телескопқа әртүрлі аспап-саймандар қоса тіркелетін болып, жай көзбен қараудың маңызы жоғалып келеді. Біздің көзімізде телескоп – спектроскоп, спектрограф, термоэлемент, фотоэлемент, фотокамера сияқты құралдармен жабдықталып сезгіштігі әлденеше арттырылып, күшейді. Телескоптар бұрыш өлшейтін дөңгелектермен, микрометрмен жабдықталып, өзі сағат механизмінің жәрдемімен (не электромотормен) автоматты түрде қозғалатын, салмағы бірнеше тонна болатын ірі қондырғыға айналды. Осылай аспан денелерінзерттейтін құралдар да күнен күнге механизацияланып келеді. Ең алдымен телескоп рефрактор (линзалы телескоп) және рефлектор (айналы телескоп) деп екі түрге бөлінеді. Рефрактодың (сөз түбірі «сыну» деген) негізгі бөлігі линза шыны болады да, ол шырақтың бір нүктесінен шығып келіп өзіне түскен сәулелерді сындыру арқылы бір нүктеге жинайды. Телескоптағы линзаның міндеті аспан денесінің не басқа бір нәрсенің суретін (кескінін) түсіріп беру. Ол сурет нәрсенің қашықтығына байланысты линзадан айрықша біржерге үседі. Өте (шексіз) қашықтықта тұрған нәрсенің кескіні түсетін нүктені линзаның фокусы дейді. Рефлектордың (сөз түбірі «шағылысу» деген) негізгі бөлігі ойыс айна болады да, ол сәулені шағылыстыру арқылы жинап нәрсенің кескінін түсіріп береді. Айналы телескопты ең алғаш 1668 жылы жасап шығарған Ньютон еді. Телескоптарды, оны ойлап шығарған ғалымдардың атына қарай дабөледі; мысалы: Галилей, Кеплер, Ньютон, Гершель, Ломоносов, Максудов телескопы деп бөледі. Ең алдымен қай телескоп болса да қойылатын басты талап – ол кескінді бұзбай, нәрсенің өзіне ұқсас қылып, айқын түсіріп беру керек. Онан соң әр телескоптың: үлкейтуі, жарық күші, көру өрісі, ажыратқыш қабілеті деген сияқты басты сипаттамалары бар.

Жиі қолданылатын рефрактор – Кеплер телескопы екі жинағыш линзадан тұрады: нәрсе жақтағысы объектив, көз жақтағысы оуляр. Аспан денесінің кескіні объективтің фокусына (фокаль жазықтығына) келіп түседі де оны окуляр арқылы үлкейтіп қарайды. Кескін аударылған болады, бірақ аспан денесін қарауда бұдан келіп кетер қате жоқ. Айналы телескоптың кескінді түсіріп беретін ең маңызды бөлігі – объективті ойыс айна болады. Мұнда да кескінді рефрактордағы сияқты әрі қарай окулярмен қарайды. Телескоптың үлкейтуі объективтің фокус аралығымен окулярдың фокус аралығының қатнасына тең. Кескін неғұрлым үлкен болу үшін объектив ұзын фокусты, окулыр қысқа фокусты болуы керек.

Кескінді үлкейтумен қатар объектив ол кескінді көмескі емес, неғұрлым айқын түсіріп беру керек. Ал, объектив кескінге жарықты көп жинау үшін, оның ауданы (диаметрі) үлкен болу керек және фокус аралығы аз болу керек. Аспан денелері өте қашықта болғандықтан олардың кескіні объективтің фокусына түседі. Диаметрлері бірдей болған күнде, фокус аралығы аз болатын объектив арқылы түсетін кескін кішірек болады да, оның жарықтығы күштірек, өйткені мұнда жалпы жарық ағыны кішкене ауданға келеді. Сондықтан жарық күші деп объектив диаметрі мен оның фокус аралығының қатнасын айтады. Телескоптың ажыратқыш қабілеті дегеніміз де объективтің диаметріне байланысты, неғұрлым диаметр үлкен болса, соғұрлым аспан денесінің бетіндегі ұсақ егжей-тегжейлері анығырақ көрінеді. Телескоппен қарағандағы аспанның көрінетін аймағын көру өрісі деп атайды. Бұл объективтің фокус аралығына кері пропорционал, сондықтан телескоптың үлкейтуі күшті болған сайын, көру өрісі кішірейе береді. Мысалы: 30 есе үлкейтіп қарағанда Ай беті көру өрісіне түгел сыйып көрінеді, ал 100 есе үлкейтіп қарағанда Ай бетінің тек бір бөлігі ғана сыяды, бірақ енді егжей-тегжейі көбірек көрінеді.

Рефрактор мен рефлектор бір-бірімен ежелден бәсекелесіп келеді. Рефракторда мынадай кемшіліктер бар: 1) мұнда жарық линзадан (объективтен) сынып өтетін болғандықтан, әртүсті сәулелер әртүрлі сынады да, олар нағыз бір нүктеге жиналмайдды, осының әсерінен кескіннің айнала жиегі әртүрлі түспен боялып көрінеді (хроматикалық аберрация); 2) жарық, әсіресе ультра-күлгін жарық объективте аздап жұтылады; 3) жарық күші аз; 4) рефрактордың трубасы ұзын болғандықтан ол аздап майысады.

Рефлекторда да кемшіліктер бар: 1) айнадан шағылысқан параллель сәулелер нағыз бір нүктееде жиналмайды: оське жақын сәулелер айнадан қашығырақ нүктеде, ал шеткері сәулелер айнаға жақынырақ жерде жингалады (сфералық аберрация). Бұл кемшілік линзада да байқалады. Мұның нәтижесінде шырақтың кескіні бұлдырап, бұзылып көрінеді; 2) айна оңай майысқақ болады да оның дәнекері (күміс қабаты) бәрдәуір уақыттан соң күңгірттене бастайды; 3) айналы телескоптың трубасы ашық.

Айналы телескоптың артықшылығы: оның трубасы онша қзын болмайды. Мұнда сәуле сынбайды, шағылысады, сондықтан хроматикалық аберрация атымен болмайды; жарықкүші үлкен болады. Линзаға қарағанда айнаны жасау оңай, себебі айнаның бір ғана шағылыстыратынбетін тегістеп, жөндеу керек, ал линзаның екі бетін те