cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Жұлдыз
Жұлдыздардың қасиеттері
thumb|right|350px|КІші массадағы (солдағы) және үлкен массадағы (оңдағы) жұлдыздардың өзгеру эвалюциясы Жұлдыздың барлық ерекшелігін оның әу бастағы массасы белгілейді. Оның негізгі қасиеттері болған жарқырауы, үлкен-кішілігі, өзгерісі, жасы, тағдыры дегендер оның массасына байланысты болады.
Жасы
Жұлдыз массасы қанша үлкен болса - оның жарқырау ғұмыры сонша қысқа болады. Өйткені массасы үлкен жұлдыздың өзегіндегі гравитация өте жоғары болады да, сутегінің термоядролық реакциясы өте тез жүреді. Көптеген массасы үлкен жұлдыздардың орташа жасы 1 млн жыл көлемінде. Ал массасы оған қарағанда жеңіл жұлдыздар (Қызыл ергежейлі) өте ақырын жанатындықтан, ғұмыры миллиард жылға дейін барады.
Химиялық құрамы
Жұлдыздар спектрін зерттеу арқылы олардың атмосферасының химиялық құрамы анықталады. Күн тәрізді жұлдыздар да жер бетіндегі заттарды құрайтын химиялық элементтерден тұрады. Массасы бойынша есептегенде, жұлдыз қалыптасқан кездегі салыстырмада сутегі 70%, ал гелий 28% ұстайды және аздап басқа ауыр элементтер болады. Темір өте қарапайым элемент болған соң, әсіресе оның спектр сызығын ажырату оңай болғандықтан, жұлдыздардың химиялық құрамындағы темір секілді элементтерге талдау жасау арқылы оның жасын мөлшерлеуге болады. Ауыр элемент құрамының болу-болмауы оның ғаламшар серігінің болу-болмауын да мөлшерлеуге жәрдем береді.
Өлшенген жұлдыздар арасында, темір құрамы ең аз жұлдыз ергежейлі HE1327-2326 жұлдызы болып, темір құрамы күннің екі жүз мыңынан біріндей ғана. Темір құрамы өте жоғары жұлдыз Арыстан шоқжұлдызындағы μ (Leo μ) жұлдызы болып, темір құрамы күннен бір есеге жуық артық. Ал, айналатын ғаламшары бар Геркулес шоқжұлдызы 14 жұлдызының темір құрамы күннің 3 есесіндей.
Кейбір жұлдыздардың химиялық элементтері басқаларынан өзгеше. Олардың спектрінен хром және сирек жер элементтері көбірек байқалады.
Диаметрі
thumb|right|400px|Жұлдыздардың салыстырмасы. Алдыңғы реттегі ең үлкен нысан келесі реттегі ең кішісі ретінде басталады. [[Меркурийден басталады, алғашқы қатардағы ең үлкені Жер шары, сосын салыстырма жалғаса береді, ең соңғы Аса жойқын жұлдыз UY Scuti]] Жер шары тым алыста болғандықтан, күнді айтпағанда басқа барлық жұлдыздар аспанда тек бір жарық нүкте болып қана көрінеді, жер атмосферасының әсерінде жылтылдап тұрады. Күннен басқа диаметрі ең үлкен көрінетін жұлдыз Алтын балық R жұлдызы (R Doradus) болып, оның диаметрі 0.057 бұрыштық секунд.
Біздің жұлдызды түсінуіміздің көбі теорияны моделдеу мен ұқсатуға негізделген. Жұлдыз туралы теория болса жұлдыздың спектрі мен диаметрін өлшеп талдау жасауға негізделген. Күннен басқа, диаметрі алғаш есептелген жұлдыз Бетельгейзе болып, Альберт Майкельсон оны 1921 жылы Вильсон тауындағы обсерваторияда Гук телескопын пайдаланып өлшеген болатын. Өлшеу нәтижесі бойынша ол күн диаметрінің 450 есесіндей екен
Жердегі телескоптарға аспандағы жұлдыздар өте кішкене көрінеді де, олардың диаметрін шамалау мүмкін болмайды. Сондықтан жұлдыз диаметрін өлшеу үшін интерферометр телескоптар қолданылады. Жұлдыз диаметрін өлшеудің тағы бір амалы жұлдыз тұтылуы (күн тұтылуы, ай тұтылуы секілділер). Бұл амал көбінесе ай тұтылған кездегі жұлдыздан жеткен әлсіз жарық пен қайта ай жарығы түскен кездегі жарықтың өзгерісіне сүйеніп, жұлдыздардың диаметрін өлшейді.
Қозғалысы және арақашықтықты есептеу
Радиалды жылдамдық жұлдыз спектріндегі Доплер ауысымын өлшеу арқылы анықталады, оның бірлігі км/сек. Жұлдыздың өз бетінше қозғалуынан туған импульс моментін тауып шығу нәзік астроесептеулер арқылы орындалады, оның бірлігі миллионнан бір доғалық секунд (МП/жыл). Жұлдыздардың көріну парқын өлшеу арқылы нақты жылдамдықты есептеуге болады. Егер жұлдыздың жылдамдығы жоғары болса, ол сөзсіз күнге біршама жақын болғаны.
Екі жылдамдық та өлшенген жағдайда оның күн жүйесі кеңістігіне салыстырмалы қозғалысын есептеп шығаруға болады. Жақын маңдағы жұлдыздарда бірінші әулет жұлдыздарының жылдамдығы екінші әулет жұлдыздарынан төменірек болады. Кейінгілері жазыққа бейім эллиптис орбитада айлналады. Белгілі бір жұлдызды есептеу арқылы қасындағы одақтас, не қосар жұлдызының жылдамдығын да есептеп шығуға болады. Олар ортақ молекулялрық тұмандықтан келіп шыққан жағдайда, қозғалыстарында белгілі бір ортақтық ерекшеліктер болады.
Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтаудың негізгі әдісі – Жердің Күн төңірегінде айналуын негізге ала отырып, жұлдыздардың көрінерлік орын ауыстыруын өлшеу. Сол ауытқу (параллакс) бойынша жұлдызға дейінгі қашықтық есептеліп шығарылады. Әр түрлі спектрлік кластағы жұлдыздардың орташа абсолюттік жұлдыздық шамасын анықтай отырып және оны сол кластағы жекелеген жұлдыздардың көрінерлік жұлдыздық шамасымен салыстыра отырып, жұлдыздарға дейінгі қашықтықты анықтауға болады. Жұлдыздың өз осінен айналуы оның спектрлері бойынша зерттеледі. Айналу кезінде жұлдыз дискісінің бір шеті бізден алыстайды, ал екінші шеті сондай жылдамдықпен бізге қарай жақындайды. Сондықтан, Доплер принципі бойынша жұлдыздың айналу жылдамдығын анықтауға болады. Температурасы жоғары (экватор аймағында) жұлдыздар 100 – 200 км/с және одан да артық жылдамдықпен, ал температурасы салқындау жұлдыздар одан кем, яғни секундына бірнеше км жылдамдықпен айналады
Электромагнит өрісі
thumb|left|200px|Орташа Зеемана-Доплер арқылы құрылған [[Арбакеш шоқжұлдызы (Auriga) SU бетіндегі электромагнит өрісі]] Жұлдыздың электрмагниттік өрісі оның ішкі бөлігіндегі конвекциялы цикл (қарама-қарсы айналыс) қалыптасқан өңірде пайда болады. Жұлдызды құраған электрөткізгіштігі бар плазма бейне мотор секілді жұлдыздың электромагнит өрісін пайда қылады. Электромагнит өрісінің күші жұлдыз массасы мен құрамының өзгерісіне қатысты өзгеріп отырады. Бетіндегі электромагнит өрісі әрекеті жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығына да қатысты болады.
Бетіндегі қозғалыстар жұлдыз дағын пайда қылады. Жұлдыз дағы өңірі қалыпты өңірге қарағанда электромагнит өрісі біршама күшті, темпратурасы төмен өңір есептеледі. Жұлдыз шудасы электромагнит өрісі күшейген жұлдыз тәжі өңіріндегі белсенділіктен басталады. Жұлдыз жалыны болса электромагнит өрісіндегі қозғалыста бүркілген энергетикалық бөлшектер жарылысынан туылады.
Электромагнит өрісінің әсерінде, жоғары жылдамдықта өз өсінде айналатын жас жұлдыздың беткі қозғалыстары көп болады. Электромагнит өрісі жұлдыз дауылын өршітеді. Ал жұлдыз қартайған сайын қозғалысы баяулап, ондағы электромагнит өрісі туғызған құбылыстар салыстырмалы әлсірей түседі. Сондықтан, күн секілді жасы егде жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығы баяулады, беткі қозғалыстар да біршама аз. Өз өсіндегі айналысы ақырындаған жұлдыздың бетіндегі электромагнит өрісі туғызған белсенді қозғалыстар біртіндеп периодты тұрақты қозғалысқа ауысады. Кейде тіпті ұзақ заман еш белсенділік болмайды. Мысалы, Маундер минималында (Maunder Minimum) күн шамамен 70 жыл бойы еш қара дақсыз қозғалған екен.
Салмағы
thumb|right|300px|G түріндегі жерге ең жақын жұлдыз – Күн. Күн — [[негізгі тізбек жұлдызының бірі, ол өзегіндегі термоядролық реакциядан энергия жасап нұр шашады, онда сутегі атомы гелий атомына айналады. Оның өзегінде секундына 620 миллион тонна сутегі реакцияға түседі. NASA суреті]] Жұлдыздардың массасы және жарқырауы бір-бірімен белгілі бір тәуелділік арқылы байланысады. Жұлдыздың ішкі қойнауын тікелей бақылап көру мүмкін емес. Сондықтан жұлдыз, оның массасы, радиусы және жарқырауы шын мәніндегі жұлдызға сәйкес етіп жасалған теориялық жұлдыз моделін құру арқылы зерттеледі. Теория жүзінде жұлдыз механикалық және жылулық тепе-теңдікте болатын әрі ұзақ уақыт бойы ұлғаймайтын және сығылмайтын газдан тұратын шар деп қарастырылады. Әдеттегі жұлдыздың температурасы оның беткі қабатында бірнеше мың градусқа, ал центрінде ондаған миллион градусқа жетеді. Жұлдыз энергиясының негізгі көзі – термоядролық реакциялар. Мұнда жеңіл ядролардан неғұрлым ауыр ядролар пайда болады. Көп жағдайда сутегі гелийге айналады. Жұлдыздардың табиғаты мен құрылысы дүние жүзінің көптеген обсерваториялары мен астрономиялық мекемелерінде, ал Қазақстанда Астрофизика институтында зерттеледі. thumb|right|200px|Рефлексті тұмандық NGC 1999 әдетте Аңшы жоқжұлдызы V380 жағынан жарқырайды. Оның массасы күннің 3,5 есесіндей. NASA суреті Карина шоқжұлдызының (Carina) η жұлдызы белгілі болған массасы ең үлкен жұлдыздың бірі есептеледі. Ол күн массасының 100–150 есесіндей үлкен. Бірақ оның ғұмыры тым қысқа, ең ары болғанда бірнеше миллион жыл ғана. Аркес үйіржұлдызы (Arches cluster) туралы зерттеулер бойынша, әлемде күннің 150 есесіндей басқа да алып жұлдыздар бар, бірақ әлі нақтыланбады. Не үшін 150 есе болуды соңғы шек ету керек, бұл анық емес. Тек Эддингтон жарқырау шамасы бұл мәселеге белгілі бір жауап береді: жұлдыз өз беткі қабатына атқылай алатын жарығының ең жоғары шегі осы болуға тиіс.
Жойқын жарылыстан кейін ең алғаш пайда болған жұлдыздар күннен 300 есеге дейін ауыр болған. Олардың құрамында литийден ауыр элемент болмағандықтан, ондай жұлдыздар таусылды. Бұл түрдегі жұлдыздар қазір тек теория жүзінде ғана расталады.
Алтынбалық шоқжұлдызы (Doradus) AB A-ның серігі Алтын балық AB C жұлдызының ауырлығы Юпитердің 93 есесіндей. Ол қазірге дейінгі белгілі өте кішкентай жұлдыз есептелсе де, оның өзегінде термоядролық реакция жүріп жатыр. Темір құрамы күнмен бірдей жұлдыздың ары қарай термоядролық реакция жасауына аз дегенде Юпитерден 75 есе үлкен болуға тиіс. Темір құрамы өте аз болған жағдайда, қазіргі күңгірт жұлдыздарды зерттеу арқылы ең кіші жұлдыздың массасы күннің 8,3 есесіндей, Юпитер массасының 87 есесіндей болатыны белгілі болды. Одан да кіші жұлдыздар жұлдыз бен газ шары болу арасында болып, оларды әдетте Қоңыр ергежейлі жұлдыз деп атайды.
Жұлдыздың радиусы мен салмағы арқылы оның бетіндегі гравитацияны «Тартылыс күші» белгілеуге болады. Әдетте алып жұлдыздар бетіндегі гравитация негізгі тізбек жұлдызына қарағанда біршама төмен болады. Ал Ақ ергежейлі жұлдыздар бетіндегі гравитация біршама жоғары болып келеді. Гравитация жұлдыздан шығатын жарыққа да әсер етеді, гравитация жоғары болған сайын оның спектрінде айқын өзгешелік байқалады.
Жұлдыз массасының шегі бар. Егер бір жұлдыздың массасы 0.07 күн массасынан төмен болса, онда ол жұлдыз болу "салауатынан" айырылады. Егер өте кішкене жұлдыздың темпратурасы онда сутегіің термоядролық реакциясын туғыза алмаса, онда ол Қоңыр ергежейліге айналады.
Өз өсінде айналуы
thumb|left|200px|Импульс әсерінің қалыптасуы: импульсты жұлдыз [[пульсардың электромагнитті радиацисын бейнелеп көрсеткен флаш сурет''']] Жұлдыздың өз өсінде айналуын спектрометриялық құрылым арқылы өлшеуге болады, немесе жұлдыз дағының жылжуымен де шамалауға болады. Жас жұлдыздар өз өсінде тез айналады, экваторында жылдамдық 100 км/сек-ке дейін жетеді. Мысалы, В түрдегі Ахернар жұлдызының экваторындағы жылдамдық 225 км/сек -тан асады.
Сондықтан оның экваторының радиусы екі полюсіне қарағанда 50% үлкен. Мұндай жылдамдық Ахернарды бөлшектеп тынатын 300 км/сек жылдамдықтан сәл кішкене ғана болып тұр. Салыстырма үшін айтсақ, күн 25 – 35 күндік периодта өз өсін бір рет айналып шығады. Экваторындағы жылдамдық бар болғаны 1.994 км/сек қана. Жұлдыздың электромагнит өрісі мен жұлдыз дауылы негізгі тізбектегі жұлдыздың өз өсінде айналу жылдамдығын ақырындатады, өзгерісіне де ықпал етеді.
Тығыз жұлдыздар тығыз материяны пайда қылады, өз өсінде тез айналады. Төмен жылдамдық импульс моментін тұрақты сақтайды. Егер жұлдыздың көлемінде өзгеріс болса, ол міндетті түрде жылдамдығына әсер етеді. Көп санды импульс моментін сыртқа қарай созылған жұлдыз бораны мен жұлдыз шудасы әлсіретеді.
Нейтрон жұлдызының бір түрі болған Пульсардың өз өсінде айналуы өте тез болады, Теңіз шаяны тұмандығы өзегіндегі пульсар секундына 30 рет айналады. Ол төңірегіне үздіксіз импульс жіберетіндіктен Импульс жұлдызы деп те аталады. Бірақ олардың жылдамдығында ақырындау болдады, оның айналу жылдамдығы радиация тарату барысында үздіксіз әлсірей береді.
Температурасы
Негізгі тізбектегі жұлдыздардың беткі температурасы өзегінде жасалатын энергияға және оның радиусына байланысты болады. Оны рең индексі арқылы мөлшерлеуге болады. Жұлдызды идеалдастырылған қара шар деп есептеп, оның өзегінда жасалатын энергия оның беткі қабатына жеткенде қанша болатыны арқылы есептеу теориялық есептеу болып, ол әдетте "өнімді температура" деп аталады. Бірақ, өнімді температура тек бір көрсеткіш қана. Өйткені жұлдыз температурасы өзегінен бетіне жеткенше үздіксіз әлсірейтін бірнеше сатылардан өтеді. Ал өзегінде миллион К ге жетеді.
Жұлдыздың термпературасы ондағы түрлі элементтердің иондану салыстырмасын туғызады. Жұлдыздың беткі температурасы, жұлдыз көрінуінің абсолюттік шамасы қатарлылар жұлдыздарды түрге бөлуге негіз болады.
Үлкен массаға ие негізгі тізбек жұлдызының беткі температурасы 50,000 K-ге жетеді. Ал, Күн секілді біршама кіші жұлдыздың беткі температурасы бірнеше мың К. Алып қызыл жұлдыздың беткі температурасы 3,600 K болғанымен, бірақ оның жарқырайтын аумағы үлкен болған соң жерден жарық болып көрінеді.
Cәулеленуі (радиация)
Өзегінде пайда болған энергия жұлдызды қалай жарқыратады? Мәлім элементтің екі және одан да көп атомдары өзара бірігіп, одан да ауыр элементті пайда қылғанда, γ-сәулелер мен фотондар термоядролық реакция арқылы сыртқа атылады. Бұл энергия беткі қабатына жеткенде көрінетін сәуле секілді формадағы электромагниттік энергияға айналады.
Жұлдыздың реңі көрінетін сәуленің толқындық жиілік мәнімен өлшенеді Ол жұлдыз сыртқы қабатындағы температурамен тіке байланысты болады. . Жұлдыз әдетте көрінетін сәуледен басқа көрінбейтін электромагниттік сәулеленуден де тұрады. Шынтуайтында, электромагниттік сәулелену жұлдыздың бүкіл электромагниттік спектрін – ұзын толқынды инфрақызыл сәулесі мен радиотолқындарды және қысқа толқынды ультракүлгін сәулесін, рентген сəулесін және γ-сәулесін жауып тұрады.
Жұлдыздың электромагнитті сәулеленуі, мейлі көрінетін, көрінбейтіні болсын, тегіс назар аударуға тұралық. Жұлдыздың спектрі арқылы астрономдар жұлдыз бетінің температурасын, беттік тартылыс күшін (гравитация), металл мөлшері мен өз өсінде айналу жылдамдығын өлшей алады. Егер жұлдыздың қашықтығын білсек, параллаксті өлшеу арқылы жұлдыздың жарқырау шамасын есептеп шығара аламыз. Массасы, радиусы, беткі гравитациясы, өз өсінде айналу периоды дегендер жұлдыз моделін тануға көмектеседі (Қосаржұлдыздарда болса жұлдыз массасы бірден есептеледі ). Ауырлық күші микролинз технологиясы арқылы жұлдыз массасын тіке өлшеуге болады. Бұл шамаларды білу арқылы астроном ары қарай аталған жұлдыздың жас шамасын да айқындай алады.
Жарқырауы
thumb|right|300px|[[Нейтрон жұлдыздың ішкі келбеті]] Астрономия саласында, жарқырау дегеніміз аспан денесінің мәлім уақыт бірлігінде сәулеленген жарығы мен басқа да энергиялар шашырауының бірбүтін жиынтығы. Жұлдыздың жарқырауы жұлдыз радиусына және беткі темпратурасына байланысты болады. Бірақ, көптеген жұлдыздардың сәулелену ағыны біртегіс болмайды. Тез айналатын Вега жұлдызын алсақ, одан сәулеленген энергия ағыны экваторында ең көп болады екен.
Жұлдыз шамасы (Магнитудасы)
Жұлдыздың көрнеулік жарқырауы көрнеулік жұлдыз шамасы арқылы өлшенеді. Бұл жарқырау жұлдыз жарығының шынайы шамасына, жер шарынан қашықтығына, жер шары ауа қабатынан өткендегі өзгеру жағдайына байланысты болады.
Ішкі және мүлделік жұлдыз шамасы жұлдыздың жерден 10 парсек (32,6 жарық жылы) қашықтықта көрінген жұлдыз шамасы болып, ол тек жұлдыздың өзіндегі жарқырау шамасына байланысты болады.
Көрнеулік жұлдыз шамасы мен Мүлделік жұлдыз шамасының өзгерісі логарифм формасында болады: жұлдыз шамасындағы бір бірлік өзгеріс 265 есе (100-дің 5-ші дәрежелі мәні (Rms) шамамен 2,512-ге тең) жарқырау өзгешелігін тудырады. Демек, бірінші жұлдыз шамасы (+1.00) екінші жұлдыз шамасының 2,5 есесіндей жарқыраса, ал, алтыншының (+6.00) 100 есесіндей жарқырайды. Демек, таза ауада көзі ең өткір адамдар көре алатын жұлдыз шамасы алтыншы шамадағы жұлдыз (+6.00) есептеледі.
Жұлдыз дәрежесін білдітертін сан қанша кіші болса, жұлдыз сонша жарық болады және керісі керісінше. Ең жарық жұлдыздың жұлдыз шамасы теріс (0 ден кіші) болады. Екі жұлдыз арасындағы жарқырау айырмасын (ΔL) есептеу үшін күңгіртінің жұлдыз шамасынан жарығырағының жұлдыз шамасын азайтып,  2,512 негізгі санын шыққан айырма дәрежесіне еселесе жеткілікті. Яғни:
Жарқырауы және жерден алыстығына салыстырмалы түрде айтқанда, Мүлделік жұлдыз шамасы (М) мен Көрнеулік жұлдыз шамасы (m) жеке жұлдыз үшін бірдей шамада болмайды. Мысалы, Сүмбіленің Көрнеулік жұлдыз шамасы −1.44 болса, оның Мүлделік жұлдыз шамасы +1.41 ге тең.
Күннің Көрнеулік жұлдыз шамасы −26,7; ал оның Мүлделік жұлдыз шамасы +4,83 ғана. Сүмбіле жер бетінен қарағандағы ең жарық жұлдыз болып, мүлделік жарқырауы күннің 23 есесіндей. Ал, аспандағы екінші жарық жұлдыз Канопус (Мүлделік жұлдыз шамасы -5,33) күннен 14,000 есе жарық. Канопус Сүмбілеге қарағанда әлдеқайда жарық, бірақ жерден қарағанда Сүмбіле әлдеқайда жарық көрінеді. Себебі Сүмбіле бар болғаны жерге 8,6 жарық жылы қашықтықта ғана. Ал, Канопус біршама ұзақта, ол жер шарына 310 жарық жылы қашықтыққа орналасқан.
2006 жылы Мүлделік жұлдыз шамасы ең жоғары жұлдыз LBV 1806-20, оның жарығы −14.2 шамада болып, күннен 5 000 000 есе жарық. Бізге белгілі жарқырауы ең нашар (күңгірт) жұлдыз NGC 6397 үйіржұлдызындағы бір жұлдыз болып, бұл қызыл ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +26 болса, ал ең өшкін Ақ ергежейлі жұлдыздың мүлделік жұлдыз шамасы +28 ғана. Бұл жұлдыздың қараңғылығы сондай, оның жарқындығы жерден қарағандағы ай бетінде жағылған бір тал май шамдай ғана.
Жұлдыз түрлері
Кезекте қолданылатын жұлдыздарды түрге бөлу жүйесі ХХ ғасырдың басында пайда болған. Ол кезде сутегінің спектр сызығына негізделіп, А дан Q дейінгі санатқа ажыратқан. Ол кезде температураның спектр сызығына өте әсер ететіні беймәлім еді. Ал температураны негіз етіп санатқа жіктеу қазіргі түрге бөлу амалы есептеледі. .
Жұлдыз спектріндегі ұқсамастықтарға негізделіп, ұқсамаған әріптермен өзара ажыратылады. О түрі ең ыстық жұлдыз болса, М түріндегі жұлдыз ерекше суық болып, молекула жұлдыз атмосферасында пайда болады. Температураның жоғарысынан төменіне дейін жұлдыздар O, B, A, F, G, K және M түрлеріне бөлінеді. Түрлі сирек спектрлерге негізделіп, арнайы бөлулер де болады. Ең көп кездесетін ерекше түр – L және T болып, оларға ең суық кішкентай жұлдыздар мен Қоңыр ергежейлі жұлдыздар тән. Әрбір әріп тағы да сан бойынша 0 -ден 9 -ға дейін тармақталып, температураның кемуі 10 деңгейге бөлінеді. Бірақ бұл жүйе ғаламат ыстық шекте бұзылады: әлі күнге О0 және О1 түріндегі жұлдыз айқындалмады.
Тағы бір тұрғыдан, жұлдыз спектріндегі жарқырау әсеріне орай түрлерге бөлінеді. Бұл оның көлемі мен сыртқы гравитациясына байланысты. Олар диапазоны 0 ден (Аса алып жұлдыз ) және ІІІ (Алып жұлдыз) -ден V (Ергежейліні ерткен негізгі тізбек жұлдызы) және VII (Ақ ергежейлі) дейінгі жұлдыздар. Көптеген жұлдыздар негізгі тізбекке тән. Бұл Мүлделік жұлдыз шамасы мен HR диаграмма торындағы тар және ұзын өңір болып, сутегі реакциясы жалғасып жатқан жұлдыздарды қамтиды. Біздің күн болса Негізгі тізбек жұлдызы өңірдегі орташа деңгейдегі, ғарышта жиі кездесетін үлкендіктегі, темпратурасы қалыпты G2V түріндегі сарғыш ергежейлі жұлдыз есептеледі. Күн ерекше өзгеше жұлдыз емес, тек ол бізге өте жақын болғандықтан және ол туралы ақпаратымыз біршама молырақ болғандықтан басқа жұлдыздарды сол күннің қасиетімен салыстырып тануға қолданамыз.
Ұсақ әріптермен белгіленетін қосымша қасиеттер жұлдыз спектрінің арнайы ерекшелігін білдіру үшін қолданылады. Мәселен, "е" атқыланған спектр сызығы барлығын, "m" металдар дәрежесінің жоғарылығы туғызған өзгешеліктер, “var” болса спектр сызығының жиі өзгеріп тұруын білдіреді.
Ақ ергежейлінің өз арнайы түрлері болады және D әрібінде таңбаланады. Бұл түрдегі жұлдыздар спектр сызығындағы ерекшеліктеріне сай DA, DB, DC, DO, DZ және DQ санаттарына түрлендіріліп, оның температура көрсеткіштерінің сандық мәні қосылады.
Өзгергіш жұлдыз
Айнымалы жұлдыз — ішкі-сыртқы әсерге сай жарқырау периодында және басқа қасиеттерінде өзгеріс туған жұлдыз. Ішкі себептік өзгерістен негізінен үш түрлі жұлдыз тобы қалыптасады. Жұлдыз өзгерісі мезгілінде кейбір жұлдыздар кеңейіп-тарайып өзгеру барысын бастан кешіреді. Кеңею-тараю түріндегі өзгергіш жұлдыз уақытқа сай өз радиусы мен жарқырауын өзгертіп отырады. Жұлдыздың үлкендігіне сай кеңею, немесе тараю периоды бірнеше минуттан неше жылдарға дейін созылуы мүмкін. Мұндай жұлдыздарға Цефеид жұлдыздары мен цефеид жұлдыздары секілділер және ұзақ периодтық Мирида жұлдыздары кіреді.
Тез айнымалы жұлдыздар — нұрлануы, немесе массасының атқылануы себепті жарқырауы кенет еселенетін жұлдыздар. Бұл түрдегілерге протожұлдыздар, Волф — Райе жұлдызы және жарқын жұлдыздар тән болып, олардың бәрі тегіс алып жұлдыздар және аса алып жұлдыздар болып келеді.
Ұлы өзгерістен және жарылыстан туындаған өзгергіш жұлдыз ғаламат өзгеріске түседі. Бұл түрдегілерге жаңа жұлдыздар, немесе Ia түріндегі Ғаламатжұлдыздар тән. Ақ ергежейлі өз серігінен сутегі сімірсе, массасының шұғыл артуынан теромядролық реакция қозады Кейбір жаңа жұлдыздар үздіксіз қопарылысқа ұшырап, орта амплитудалы периодтағы жарылыстарды бастан кешіреді.
Жұлдыздар сыртқы себептен де өз жарқырауын өзгертуі мүмкін, мысалы қосаржұлдыздар. Кейбір ерекше жағдайда, жұлдыздардың айналуы да жұлдыз дағы өзгерісінен жарқырау өзгерісін туғызуы мүмкін. Айнымалы қосаржұлдыздардың бірі, мысалы Алголь болып, ол 2,87 күн периодында жарқырауы 2,3 ден 3,5 дейін өзгеріп үлгіреді.
Құрылымы
thumb|left|350px|Күн тақілетті жұлдыздардың құрылымы, NASA суреті Тұрақтылық сақтаған жұлдыздардың ішкі бөлігіндегі гидростатик ағысы тепе-тең болады: ұсақ күштер арасындағы қайшылық бүтіндік теңгерімін бұлжытпай, компенсациялап отырады. Тепе-теңдіктің негізі ішке қарай бағытталған бүкіл әлемдік тартылыс күші (гравитация) және сыртқа бағытталған қысым күш градиенті ортасында қалыптасып, жұлдызды тұрақты ұстайды. Қысым градиенті – жұлдыз плазмалық затының температура айырмашылығынан қалыптасады: жұлдыздың ішкі бөлігіндегі температура сыртқы бөлігінен жоғары болатыны анық. Негізгі тізбек жұлдызының, немесе алып жұлдыздардың өзегіндегі температура 107 К ден жоғары болады. Мұндай температура негізгі тізбек жұлдызын жұлдыз ішілік термоядролық реакцияға алып барып қана қалмай, жұлдыздың коллапсын тосуға қажет энергия да бөліп шығарады.
Жұлдыз ішінде атом ядросы бөлшектенсе, пайда болған энергия гамма （γ) сәулесіндік нұрлану күйінде айнала шашырайды. Бұл фотондар мен айналасындағы жұлдыздық плазмалар өзара реакцияланып, ядроның энергиясын асырып барады. Негізгі тізбек жұлдызында сутегі гелийге айналып, өзегіндегі гелий біртіндеп көбейіп кетеді. Соңында өзегінде гелий негізгі құрамға айналған соң, ядродан энергия шығару тоқтайды. Әдетте күн массасының 0.4 есесінен үлкен жұлдыздардағы реакция гелийлі өзекті орап тұрушы сутегі қабатында аталған қабатты сыртқа жылжыту күйінде жалғасады.
Гидростатик тепе-теңдіктен басқа, тұрақты жұлдыздың ішкі бөлігінде жылу тепе-теңдігі сақталады. Ішінен сыртына үздіксіз жылу градиенті ағып, қабаттар температурасының бірдей болуы сақталады.
Радиация қабаты – жұлдыз ішкі бөлігіндегі радиация толық және өнімді тарқалатын өңір болып, бұл өңірдің плазмасы пертурбацияға түспей, массаға әсер етер қозғалыс туғызбайды. Олай болмағанда, плазма тұрақсыз болып, конвекция ағысы туылады да, біртекті қозғалатын қабат пайда болады. Мұндай жағдай мәлім өңірде жоғары қарқынды қозғалыстар жиілегенде, мысалы ядролық өңір мен сыртқы қабат өте жұқа қабатпен жақындасқанда пайда болады. thumb|right|250px|Салмағы түрліше жұлдыздардың радиация аймағы және конвекциясы Негізгі тізбек өңіріндегі жұлдыздардың сыртқы қабатында конвекция болу-болмауы оның массасына байланысты. Күн массасынан неше есе алып жұлдыздарда ішкі бөлікке дейін жеткен конвекция болады және олардың радиация қабаты оның сыртқы жағында болады. Кішкентай жұлдыздарда, мысалы күн секілді жұлдыздарда жағдай басқаша болады. Олардың конвекциясы сыртқы бөлігіне орналасады. Күн массасының 0,4 есесінен кіші Қызыл ергежейлі жұлдыздарда бүкілдей біртұтастанған конвекция болады да, гелий ядросының жиналып қалуына жол берілмейді. Әрине, көп санды жұлдыздардың конвекциясы жұлдыз қартаюына ілесіп өзгеріп отырады.
Микроэволюция
Микроэволюция(микро... және эволюция) – бір түрге жататын популяциялар ішінде жүретін әрі сол популяциялардың гендік қорының өзгеруіне және жаңа түрлердің пайда болуына алып келетін эволюциялық процестердің жиынтығы. Микроэволюция терминін ғылымға енгізген Ресей ғалымы Н.В. Тимофеев-Ресовский (1938 жылы). Микроэволюция мутациялық өзгергіштіктің негізінде табиғи сұрыпталудың нәтижесінде жүзеге асады. Микроэволюция негізінде эволюциялық факторлардың (мутация, миграция, оқшаулану, тіршілік үшін күрес, сұрыпталу, т.б.) әсерімен популяциядағы генотиптік құрамның өзгеруі нәтижесінде сол популяцияда жаңа түр пайда болады. Микроэволюция процесінің жүзеге асуына популяция санының ауытқуы, олардың арасындағы генетикалық ақпараттардың алмасуы, оқшаулану және гендердің ығысуы (дрейфі) әсер етеді. Микроэволюция тұтастай алғандағы биологиялық түрдің бүкіл гендік қорының өзгеруіне немесе кейбір популяцияның оқшаулануы кезінде ата-аналарынан өзгеше жаңа бір түрдің пайда болуына алып келеді. Микроэволюциялық зерттеулер нәтижелі болу үшін популяцияның генетик. құрылымы және оның динамикасы қарастырылады.
Жұлдыз
Құрылымы
Жұлдыздың көзбен көрінетін бөлігі фотосфера делінеді. Ол жұлдыз плазмасы жарқырап, фотон арқылы энергия жеткізетін қабат есептеледі. МҰнда, ядродан шығатын энергия әлемге тарайтын фотонға айналады да, температурасы біршама төмен өңірлер жұлдыз дағы болып көрінеді. Жұлдыз дағы фотосферада болатын құбылыс есептеледі.
Микроэволюция
Дереккөздер
Санат:Эволюция
Жұлдыз
Құрылымы
фотосфера қабатының сыртындағысы жұлдыз атмосферасы. Күн секілді Негізгі тізбек жұлдызында ең төменгі атмосфера қабаты хромосфера болып, спикула және жұлдыз алаулауы осында туылады. Хромосфера сыртдағысы өтпелі қабат болып, 100км қашықтыққа жетпейтін өңірде термпература шұғыл көтерілген болады. Оның сыртында Жұлдыз тәжі болып, ол жоғары температураға ие плазмалық заттан құралады және сыртқа қарай жүздеген миллион километр созылып жатады. Жұлдыз тәжі жұлдыздың сыртқы қабатындағы конвенция өңірімен байланысты. Жұлдыз тәжінің температурасы жоғары болғанымен бірақ жарығы әлсіз болады. Мысалы Күн тәжісі тек күн толық тұтылған кезде ғана біршама айқын көрінеді.
Жұлдыз тәжінен шыққан жұлдыз бораны жоғары температураға ие плазмалық бөлшектердің сыртақ жаппай кеңейіп, жұлдызара материяға ұшырауынан туылады. Күн туралы айтар болсақ, Күн бораны ықпалына ұшыраған аумақтағы шар пішінді кеңістік әдетте гелиосфера деп аталады.
Термоядролық реакция жолдары
thumb|right|400px|Протон-протондық айналыс реакциясы
Жұлдыздар жұлдыз ядросының құрамына сай, жұлдыздың массасы мен ішкі құрылымына сай өзегінде әртүрлі термоядролық реакциялар жасайды. Атомдар біріккеннен кейінгі таза салмағы ядроның өз жалпы салмағынан кішірек болады, өйткені материяның энергияға айналуы заңы бойынша — E = mc² — қалған салмақтағы материя тең шамадағы электромагнитті энергияға айналады.
Ядросы 10 млн кельвинге дейін қызған Күннің өзегінде сутегі гелийге протон - протондық айналысы (Proton–proton chain reaction) формасындағы реакцияға түседі :
Бұл реакция нәтижесінде:
Бұл жердегі e+ позитрон, γ гаммалық сәулеленген фотон, νe нейтрино, H және He сутегі мен гелийдің изотоптары. Бұл реакция нәтижесінде бөлінген энергияның шамасы миллиондаған электрон-вольтқа жеткенімен, жалпы энергия мүмкіндігі үшін өте аз мөлшер есептеледі. Әр реткі реакция шығынын қамту үшін барлық қажетті энергия үздіксіз өндіріліп, жұлдыз радиациясы болып таралып жатады.
Массасы бұдан ауыр жұлдыздарда катализаторы көміртегі болған Көміртегі-Азот-Оттегі айналысы формасындағы реакция арқылы гелийді бөліп шығарады.
Массасы 0,5-тен 10 күн массасына дейінгі жұлдыздардың өзегіндегі температура өзгерісі 100 млн кельвинге жеткенде гелий бериллийді дәнекер еткен күйде үштік алфа барысы (triple-alpha process) арқылы көміртегіге айналады :
Жалпы реакция барысы:
Алып массаға ие жұлдыздардағы ядролық қысымда неон жану және оттегі жану барысында ауыр элементтер пайда болады. Жұлдыздағы термоядролық реакцияның соңғы сатысы кремний жану барысы болып, нәтижесінде тұрақты изотоп – темір-56 жасалады. Бұдан соң эндотермикалық үрдісі (Endothermic process) арқылы реакция жалғасып, ол жаңа элемент жасай алмайды да, гравитациялық сығылу нәтижесінде қалған энергиясын шығарады.
Төмендегі мысалда, массасы Күннен 20 есе жұлдыздың термоядролық реакцияның орындалып біту уақыты көрсетілген. Ол негізгі тізбектегі О жұлдызы, радиусы күннің 8 есесіндей, жарқырауы күннің 62 000 есесіндей.
Жұлдыздардың каталогтары
Жұлдыздар каталогы — белгілі бір біртекті сипаттамалары (координаттары, жұлдыздық шамалар, спектрлік кластар, т.б.) көрсетілген жұлдыздардың тізімі. Алғашқы каталогтар біздің заманымызға дейін пайда бола бастаған. Кез келген жұлдыздар каталогында әрбір жұлдызға белгілі бір нөмір беріледі. Кейбір каталогтар жұлдыздардың тек бір түрін ғана қамтиды, мысалы айнымалы жұлдыздардың каталогы, қосаржұлдыздар мен еселік жұлдыздардың каталогы.
Адамзат үшін ең маңызды жұлдыз – Күн
Күн жерге ең жақын жұлдыз есептеледі, және ол жер энергиясының негізгі қайнар көзі болып табылады. Күн Жерге жақын болғандықтан және оның жарығы нұрлы болғандықтан күндіз басқа жұлдыздар көрінбейді. Тек түнгі ашық аспаннан ғана самсыған жұлдыздарды байқауға болады.
Сыртқы сілтемелер
Санат:Астрономиялық нысандар Санат:Жұлдыз астрономиясы Санат:Астрофизика Санат:Жұлдыздар
Әділхан Әкімжанов
Әділхан Әкімжанов (1922 жылы, Топтерек ауылы, Томбы губерниясы — 1993 жылы) — Қазақ КСР, Шығыс Қазақстан облысы, Күршім ауданының «Күршім» кеңшарының аға шопаны. Социалистік Еңбек Ері (1971).
1922 жылы Томбы губерниясының Топтерек ауылында шаруа отбасында дүниеге келген (қазіргі — Шығыс Қазақстан облысы Күршім ауданы). 1939 жылдан Сталин атындағы ұжымшарында (кейінірек — XX партсъезд атындағы ұжымшар) шопан болып жұмыс істейді. 1958 жылдан зейнеткерлікке шыққанға дейін Күршім ауданындағы Күршім кеңшарында аға шопан болып жұмыс жасады. 1959 жылы КОКП қабылданды.
8-бесжылдықта жыл сайын қозы өсіру жоспарын асыра орындады. 1970 жылы әр жүз саулықтан орта есеппен 120 қозы алып, әр қойдан орта есеппен төрт келі жүн қырқып алды. Ауыл шаруашылығы өндірісін дамытудағы және мемлекетке мал шаруашылығы өнімдерін сатудың бесжылдық жоспарын орындаудағы жоғары жетістіктері үшін оған КСРО Жоғарғы Кеңес Президиумының жарлығымен Социалистік Еңбек Ері атағы берілді. 1971 жылы 8 сәуірде Ленин орденімен және «Орақ пен Балға» алтын медалімен марапатталды.
1993 жылы көз жұмды.
Альтайм (Ридлинген)
Альтайм (Ридлинген) (Altheim) — Германия Федеративтік Республикасының Баден-Вюртемберг жерінде орналасқан муниципалитет. Тюбинген әкімшілік округіне бағынады. Биберах ауданының құрамына енеді.
Сыртқы сілтемелер
Санат:Баден-Вюртемберг елді мекендері
Қарақисық
Қарақисық Қосұлы (шамамен 1798 – 1860) – батыр. Кіші жүздің Кете руынан шыққан. 1818 – 50 жылдары Жаңадария мен Қуаңдария өзендерінің бойында бекініс салып, қазақтардан алым-салық жинау үшін Қоқан және Хиуа бектері жіберген жасақтармен соғысқан. Ел аузындағы аңыз әңгімелер негізінде Ә.Жұматаев (1910 – 78) «Қарақисық батыр» дастанын жазған. Қызылорда облысының Ақтайлақ өңірінде Қарақисық деген жер атауы бар.
Дереккөздер
Қазақ энциклопедиясы
Санат:Тұлғалар
Борнеш-де-Агиар
Сыртқы сілтемелер
Санат:Вила-Реал округінің елді мекендері
Гылыбинци (Ямбол облысы)
Гылыбинци (Гълъбинци) — Болгариядағы ауыл. Ямбол облысына қарасты Тунджа қауымының құрамына кіреді.
2010 жылғы мәліметтер бойынша тұрғындарының саны 401 адамды құрайды.
Пошта индексі — 8642. Телефон коды — 04797. ЕКАТТЕ коды — 18259.
Креден
Креден (Crédin) — Франциядағы коммуна. Бретань аймағына қарасты Морбиан департаментінде орналасқан. Понтиви округінің құрамына енеді. Алып жатқан жер аумағы 33,74 км² шамасында.
Коммунаның INSEE коды — 56047, пошта индексі — 56580.
Демографиясы
2009 жылғы мәліметтер бойынша тұрғындарының саны 1476 адамды құрады. Халық тығыздығы — 43,75 адам/км².
Сыртқы сілтемелер
Санат:Морбиан департаментінің коммуналары
Рытыв-Вож (Воля тармағы)
Рытыв-Вож — Ресейдегі өзен. Коми Республикасы жер аумақтарынан ағып өтеді. Өзен сағасы Воль өзенінің сол жағалауынан 73 км қашықтықта орналасқан. Өзен ұзындығы 23 км-ді құрайды.
Портэйдж Дэс Сиоукс (Миссури)
Портэйдж Дэс Сиоукс (Portage Des Sioux) — Миссури штатының Сент-Чарльз округіне жататын АҚШ қаласы. Қаланың жер аумағы — 1.3 км². FIPS коды — 29-59150.
Рытыв-Вож (Воля тармағы)
Су реестрінің мәліметтері
Ресей су ресурстары федералды агенттігі дайындаған РФ территориясын сушаруашылығы бойынша аудандастыру жөніндегі геоақпараттық жүйе мәліметтері бойынша :
Сыртқы сілтемелер
Санат:Ресей өзендері
Портэйдж Дэс Сиоукс (Миссури)
Тұрғыны
2010 жылы қала тұрғыны 367 адамды құрады.
Сыртқы cілтемелер
Санат:Миссури қалалары Санат:Сент-Чарльз округы (Миссури)
Хальмер-Яга (Талота-Яга тармағы)
Хальмер-Яга — Ресейдегі өзен. Ямало-Ненецк АО, Ненецк АО, Коми Республикасы жер аумақтарынан ағып өтеді. Өзен сағасы Талота-Яга өзенінің оң жағалауынан 35 км қашықтықта орналасқан. Өзен ұзындығы 28 км-ді құрайды.
Су реестрінің мәліметтері
Ресей мемлекеттік су тізілімінің мәліметі бойынша Төменгі Обь су алабы өңіріне жатады, өзеннің сушаруашылық бөлігі — Кара теңізі су алабының өзендері Үлкен Ою өзен су алабының батыс шекарасынан Скуратов мүйісіне дейін. Өзен саласы — Саласы болмайды, өзен алабы — Печора мен Обь өзендері аралықтарындағы Кара теңізі су алабының өзендері.
Сыртқы сілтемелер
Санат:Ямало-Ненецк автономиялық округі өзендері Санат:Ненецк автономиялық округі өзендері Санат:Коми Республикасы өзендері
Ерманвиль
Ерманвиль (Hermanville) — Франциядағы коммуна. Жоғарғы Нормандия аймағына қарасты Сен-Маритим департаментінде орналасқан. Дьеп округінің құрамына енеді. Алып жатқан жер аумағы 4,72 км² шамасында.
Коммунаның INSEE коды — 76356, пошта индексі — 76730.
Демографиясы
2009 жылғы мәліметтер бойынша тұрғындарының саны 102 адамды құрады. Халық тығыздығы — 21,61 адам/км².
Тұрғындарының жас шамасы және жынысы бойынша құрамы (2006) :
Сыртқы сілтемелер
Санат:Сен-Маритим департаментінің коммуналары
Жағалау күзеті
Жағалау күзеті  — кейбір елдердің Қарулы Күштеріндегі арнайы әскер түрі. Су үстімен өтетін шекараны, теңіз, өзен байлығын күзету, сондай-ақ, контрабандыға қарсы күрес үшін қолданылады. Жағалау күзетіне күзет кемелері, мұзжарғыштар, сақшы катерлері, ұшақтар мен тікұшақтар пайдаланылады. Кейбір елдерде, мысалы, АҚШ-та, жағалау күзеті соғыс уақытында Әскери-теңіз күштерінің резерві болып есептеліп, жағалауға түсірілген жау десантынан жағалаудағы коммуникацияларды, әскери-экономикалық базаларды, порттарды қорғайды, суда іздеу-құтқару операцияларын жүргізеді. Қазақстан Республикасында жағалау күзеті (Каспий теңізі, Ертіс, Іле өзендерінде) шекара әскерлеріне жүктелген.
Сілтемелер
Қазақ энциклопедиясы
Санат:Әскери іс
Ескі Ибра
Ескі Ибра — Башқұртстанның Аургазин ауданындағы ауыл, Ибраев ауылдық кеңесіне жатады. 2009 жылдың 1 қаңтарында тұрғыны 288 адамды құрады. Пошта индексі — 453486, ОКАТО коды — 80205819002.
Демографиясы
Тұрғындардың динамикасы:
Сыртқы cілтемелер
Санат:Башқұртстан елді мекендері
Мырзағұлұлы атындағы көше (Алматы)
right|thumbКөшеге қазақтың батыры, қалмақтармен шайқаста ерлік көрсеткен, ел аузында көріпкел ретінде аты аңызға айналған тұлға, Есет Көкіұлы батырдың ұрпағы Бекет Ата Мырзағұлұлының есімі (Алматы қаласы мәслихатының 24.12.2003 № 26 шешімі мен Алматы қаласы әкімшілігінің 26.12.2003 №5/764 қаулысы) берілді.
Бекет Ата Мырзағұлұлы (1750-1813) Атырау облысының Құлсары ауылында дүниеге келген. Қазір Маңғыстау облысында Бекет ата кешені бар. Көше Әуезов ауданында орналасқан. Ахметов көшесінен басталып, Шаймерденов көшесіне дейінгі аралықта созылып жатыр. Бұрынғы атауы - 10-шы көше. Көшенің ұзындығы - 1050 метр.
Вильденберг
Вильденберг (Wildenberg) — Германия Федеративтік Республикасының Бавария жерінде орналасқан муниципалитет. Төменгі Бавария әкімшілік округіне бағынады. Кельхайм ауданының құрамына енеді.
Муниципалитеттің тұрақты тұрғындарының саны 113 286 адамды құрайды (31 желтоқсан 2010 жыл). Алып жатқан жер аумағы 1066,89 км² шамасында. Мемлекет ішінде бекітілген ресми коды — 09 2 73 181. Муниципалитеттің басшысы — Эрвин Фильзер.
Сыртқы сілтемелер
Санат:Бавария елді мекендері
Колония-Леополдина
Колония-Леополдина (Colônia Leopoldina) — Бразилиядағы муниципалитет, Алагоас штатында орналасқан. Шығыс Алагоас мезорегионының құрамдас бөлігі болып табылатын Мата-Алагоана экономика-статистикалық микрорегионының құрамына кіреді.
2007 жылғы мәліметтер бойынша тұрғындарының саны 19 363 адамды құрайды. Алып жатқан жер аумағы 295,7 км² шамасында. Халық тығыздығы — 65,5 адам/км².
Тарихы
Қала 1852 жылы құрылған.
Санат:Алагоас елді мекендері
Хетцерсдорф
Хетцерсдорф (Hetzersdorf) — Аустриядағы коммуна. Төменгі Аустрия федералды жеріне қарасты Санкт-Пёльтен округінің құрамына енеді.
Қаланың тұрақты тұрғындарының саны 880 адамды құрайды (31 желтоқсан 2005). Алып жатқан жер аумағы 13.63 км² шамасында. Елді мекеннің автомобиль коды — PL, ресми идентификациялық коды — 3 19 07.
2005 жылғы сайлау нәтижесі бойынша коммунаның бургомистрі болып Херберт Вандль (АҰП) саналады.
Сыртқы сілтемелер
Санат:Төменгі Аустрия елді мекендері
Құрылыс экономикасы
Құрылыс экономикасы — құрылыс дамуының экономикалық заңдылықтарын, оның тиімділігін зерделейтін ғылым. Құрылыс экономикасы құрылыстың шаруашылықтағы орнын, оның басқа салалармен өзара байланысын, даму деңгейі мен қарқынын, құрылыстың экономикалық және ұйымдық құрылымы мен құрылыс-құрастыру ұйымдарын басқару жүйесін, құрылысты жоспарлау тәртібі мен тәсілдерін, құрылыс өндірісін ұйымдастырудың неғұрлым тиімді түрлерін экономикалық жағынан негіздеп, талдау жұмыстарымен, құрылыс маркетингісімен шұғылданады. Сонымен қатар құрылыстағы материалдық-техникалық жабдықтау ісінің ұйымдастырылуын, құрылыстың негізгі және айналым қорларының құрылымын, құрылыста еңбек өнімділігін арттыру, өзіндік құнды кеміту, пайдалылықты өсіру факторлары мен резервтерін, еңбекке ақы төлеу, материалдық көтермелеу мен ынталандыру, баға белгілеу жүйелерін жетілдіру жолдарын, құрылысты қаржыландыру жүйесін, құрылыс-құрастыру ұйымдарының қаржы қызметін зерттейді. Құрылыс экономикасында құрылыстарға сапалық талдау жасаумен бірге сандық талдау, ұйымдық-техникалық шешімдердің тиімді нұсқасын таңдау және экономикалық нормативтердің ғылыми негізделген жүйесін жасау үшін әртүрлі көрсеткіштердің арасындағы сандық байланыстарды анықтау маңызды рөл атқарады. Осыған орай, Құрылыс экономикасында зерттеудің экономикалық-математикалық тәсілдері және электронды-есептеуіш техникасы кеңінен қолданылады. Құрылыс экономикасы басқа экономикалық ғылымдармен, сондай-ақ құрылыстың өндірістік-техникалық жағын зерттейтін ғылымдармен тығыз байланыста дамиды.
NGC 267
NGC 267 — Tucana шоқжұлдызында орналасқан OCL (шашыраңқы жұлдыздар шоғыры) типті шашыраңқы жұлдыздар шоғыры.
Жаңа жалпы каталогтың түпнұсқа басылымының тізіміне енеді.
Ашылуы
Бұл нысанды 1836 жылы 4 қазанда Джон Гершель астрономы ашқан болатын және NGC каталогында 267 деген нөмірге ие болды. Сондай-ақ, бұл ғарыш объектісі өзге де зерттеулер мен каталогтарда кездескендіктен оның келесідей атаулары бар: ESO 29-SC15, in SMC.
Сыртқы сілтемелер
Санат:NGC нысандары Санат:Tucana (шоқжұлдыз)
Сақтау операциясы
Сақтау операциясы (Операция сохранения) — жедел жадта тұрған және өңделген құжатты тұрақты сақтау үшін дискіге жазу операциясы. Сақталған құжаттың типі, әдетте, мәтіндік процессормен автоматты түрде телінеді. Мысалы, Word мәтіндік процессорында құжатқа .doc типі телінеді.
Дереккөздер
Санат:Ақпараттану Санат:Компьютерлік техника
Вольф Мессинг
нобай Во́льф Григо́рьевич (Ге́ршикович) Ме́ссинг (1899 жылы 10 қыркүйек (Гура-Кальвария, Польша) — 1974 жылы 8 қараша, Мәскеу, КСРО) — эстрадалық артист (менталист), КСРО-да «адамдардың ойын оқу» психологиялық тәжірибелермен өнер көрсеткен, РКФСР-дің еңбек сіңірген артісі
Өмірбаяны
Вольф Мессинг Ресей империясына жататын Варшавадан 25 км оңтүстік-шығыста орналасқан Гура-Кальвария қаласында еврей отбасысында дүниеге келген. Жас кезінде поляк кезбе цирктерінде иллюзионистердің көрсетілімдеріне қатысқан. Соңынан эстрадалық телепатияны меңгеріп алды («қолды ұстап түйісу»). П. Орешкинге берген сұхбатында Мессинг көрсетілімдерін төмендегідей әсірелейді: …Ол ойларды оқу емес, түсіндіру үшін, әсерлеп айтсам, «бұлшық еттeрді оқу»деп айтуға болады… Адам бір нәрсені қатты қиналып ойласа мидың жасушалары бұлшық еттің жасушаларына импульс береді. Олардың қозғалысын жәй адам сезбесе, мен жеңіл қабылдаймын... Мен көбінесе ойша тапсырмаларымды индуктормен түйіспей-ақ орындай аламын. Бұл жерде маған индуктордың жиі-жиі дем алуы, пульсінің соғуы, дауысының тембрі, жүрісінің мінезі және т.б. маған көрсеткіш болып табылады. Д. А. Бирюков КСРО Медицина академиясының корреспондент-мүшесі, артистің қабілетін зерттеген институттың басшысы. Ол да Мессингтің әдіснамасын оның айтқанына ұқсас түсіндіреді. Мессингтің тәжірибиесін күрделендірген түрде қайталаған Юрий Горный да Мессингтің бекітілімін растайды. 1939 жылы Екінші Дүниежүзілік соғыс басталғасын Кеңес Одағына қашады. Бастапқыда ол үгіт бригада құрамында «ойларды оқу» сияқты көрсетілімдермен, артынан Госконцерттің атынан жеке концерттер көрсетумен айналысты. Кеңес циркінде иллюзионист болып істеді.
Әкесі, бауырлары, туысқандары Майданек пен Варшава геттосында қаза тапты.
Екінші Дүниежүзілік соғыс кезінде артист Мессингтің қаражатына екі истребитель құрастырылды. Бірінші истребитель Як-7 Вольф Мессинг 1944 жылы ас-ұшқыш Константин Ковалёвке, оған Кеңес Одағының Батыры атағы берілгені туралы бұйрықты оқығасын, арнайы сатып әперді. Осы истребительмен Константин Ковалёв жаудың төрт ұшағын атып құлатты. Екіншісі 1944 жылы сатып алынып, «Варшава» авиаполкына берілді. Мессинг 1943—1944 жылдары Новосибирск қаласында тұрды. Вольф Мессингтің көрсетілімдерінде ассисент болып жұмыс істегеннен бастап, қайтыс болғанға дейін онымен бірге болған жұбайы — Аида Михайловна Мессинг-Рапопорт. 1961 жылдан 1974 жылға дейін Мессингтің ассисенті қызметін В. И. Ивановская атқарды. 1974 жылдың 8 қарашада 23 сағатта Вольф Мессинг ауруханада, соғыс кезінде аяғынан алған жарақаттан, ұзақ уақыт ауырып қайтыс болды. Оның санымен мықынының қүре тамырларына сәтті операция жасалған еді, бірақ белгісіз бір себептермен, екі күн өткесін бүйректің істен шығуы мен өкпенің домбығуынан өмірден озды. Мәскеудегі Востряков зиратында жерленген.
Тегіс киттер
Тегіс киттер (Balaenidae) — мұртты киттер тұқымдасы.
Вольф Мессинг
Өмірбаяны мен оның ақиқатын тексеру
Тегіс киттер
Ұзындығы, 5-21 м-ге дейін. Іші тегіс немесе жатық қатпарсыз. Мойын омыртқалары қосылған. Мұрттарының тақтайшасы жіңішке, ұзын, серпімді. Алдыңғы екі тақтайшасының екі қатары тұтаспайды, тақтайша шашақтары жіңішке, түктілі, (өте ұсақ шаяндарды сүзу үшін). Су атпасы 2-ге бөлінеді.
2 туысы, 4 түрі бар: гренландық кит және оңтүстік киттер (3 түр). Сүттенуі 1 жылдай. Саны аз. Бірінші 2 түрі ХТҚО және КСРО Қызыл кітабына еңгізілген. thumb|left|200px|Гренландық кит
Вольф Мессинг
1965 жылы «Наука и религия» журналында (7 нөмірінен 11-шы нөміріне дейін) Мессингтің ғұмырнамасы жарияланды, оған қоса «Смена», «Советская Россия» журналдарында тағы бірталай басылымдарда жарияланды. Оның таңғаларлық мәлімдемелерін тексеру әрекеті, оның шындығын, деректілігін анықтай алмады.
1. Мессингтің айтуынша, ол 1915 жылы 16-жасында Эйнштейнмен оның Вена қаласындағы пәтерінде кездескен, онда оны кітаптың көптігі таңғалдырған. Сонда Эйнштейн және Фрейдпен телепатиялық сеанс өткізген. Бірақ деректі түрде белгілі Эйнштейннің Венада пәтері болмаған, жалпы ол 1913 және 1925 жылдар аралығында Венада болмаған. Одан басқа, Эйнштейн үйінде бірнеше анықтамалар мен керек маңызды статьялардың көшірмесін ғана ұстаған.
2. Мессингтің айтуынша, неміс әскерлері Польшаны оккупациялағаннан кейін оның басына 200 мың марка тігеді, оның себебі Варшаваның бір театрында ол егер немістер бастарын шығысқа бұрса ол Гитлердің өліміне әкеледі деп болжаған. Сол үшін оны тұтқындап полицей бөліміне отырғызған. Одан өзінің таңғажайып мүмкіндігінің арқасында қашып шыққан. Оған ешқандай дәлел табылған жоқ.
3. Ресейдің мемлекеттік әскери мұрағатының 850 трофейлік мұрағатынан (Империялық канцелярияның, министрліктердің,жасырын полиция басқармасының, мемлекеттік қауіпсіздік басқармасының мұрағаттар фондтары және нацистік партия көсемдерінің жеке мұрағаттары ) артист Вольф Мессинг туралы мағлұмат табылмады. Ол туралы мағлұмат Берлин кітапханасының каталогын тексергенде де табылмады. Сол сияқты мағлұмат Генерал-губернатордың (Польша) үкіметінің мұрағатын тексергенде де табылмады, Германия сыртқы істер министрлігінің, Мәскеудегі неміс елшілігінің, Рейх Канцеляриясының, Рейхтың халық ағарту және үгіт министрлігінің, Неміс жаңалықтар бюросының,неміс шет ел ғылыми институтының мұрағаттарында, Розенбергтің қызмет орындары орналасқан жерлерден де табылмады. Рейхтің үгіт басшылығының да құжаттарында Гитлердің Мессингтің жария сөздеріне деген реакциясы туралы мағлұмат табылмады.
4. Польшаның соғыстар аралығындағы құпия білімдер, парапсихология және оккультизм тақырыбына жазған журналдарында («Обэим», «Подсолнечники», «Мир духа», «Мир сверхчувственный», «Духовные знания», «Свет»), Вольф Мессинг туралы ескерпелер табылмады (басқа гипнотизерлар мен көріпкелдерге қарағанда). «Библиография Варшавы анықтамасында 1921—1939 жылдары Мессингке арналған бірде-бір статья жазылмаған. Юзеф Свитковскидің «Оккультизм және магия парапсихология тұғырынан» («Лотос», Львов, 1939 /Краков, 1990) кітабында Мессингтің фамилиясы кездеспейді. «Sonderfahndungsbuch Polen», "Польшадағы бақылау" атты толық кітабы криминалдық полицияның 1940 жылы шыққан баспасында да Мессингтің фамилиясы жоқ.
5. 1940 жылы Мессинг Гомелде Посполитаның басшыларымен кездесуі мен Польшаның жағдайы қызықтырған Сталинмен кездескен сияқты. Сондай кездесулер Сталинмен артынан да болған сияқты, соның ішінде Мәскеуде өткен деген сөз болды. Бірақ оны растайтын бірде-бір құжат РФ ФСБ Орталық мұрағатында, СОКП ОК мұрағатында (қазіргі — Ресей әлеуметтік-саясат тарихы мұрағаты), сол сияқты Беларусь Республикасының МҚК Орталық мұрағатында, Беларусь Республикасының Халық мұрағатында да кездеспейді. Сонымен қатар Грузияның халық және мемлекеттік мұрағаттарында, Грузия партия мұрағатында (қазір — Грузия президентінің мұрағаты), Сталиннің Кремлде қабылдаған адамдардың жазбасында («Тарихи мұрағат» журналының: 1994, № 6; 1995, № 2,3,4,5-6; 1996,№ 2,3,4,5-6;1997,№ 1 сандарында жарияланған), және де 1927-1953 жылдары Сталинның кабинетінде болған адамдарды жазған дәптерде де Мессингтің фамилиясы жоқ.
6. Мессинг айтуынша Сталиннің өтініші бойынша, Госбанктің кассирінің көзін байлап оған таза парақша ұсынып, одан 1000000 рубль алған. Бірақ ол кезде Госбанктен ақша алу тәртібі басқаша болатын, чекті бухгалтерге береді, онда ешқандай ақша болмайды. Осы құжат банктің ішкі каналдарынан өтіп, ревизордың (кей кезде екеуімен егер алатын ақша өте көп болса екеуімен) тексеруінен өтеді, әрі кассирге қайтып келу керек еді, ол құжаттармен ақшаны дайындап содан кейін ғана клиентті шақырады
Дереккөздер
http://www.mk-piter.ru/2006/08/23/019/
http://www.pravda.ru/authored/21-01-2010/1009034-0/?mode=print