Материяның эллипстік пен спиралды галактикалардағы таралуының фракталдық және мультифракталдық сипаттамаларын анықтау

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Дипломдық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 45 бет
Таңдаулыға:

Қазақстан Республикасының білім және ғылым министрлігі

әл-Фараби атындағы Қазақ Ұлттық Университеті

Насиолла Ш.

Материяның эллипстік пен спиралды галактикалардағы таралуының

фракталдық және мультифракталдық сипаттамаларын анықтау

Дипломдық жұмыс

Мамандық 5В061100 - «Астрономия»

Алматы 2015

Қазақстан Республикасының білім және ғылым министрлігі

әл-Фараби атындағы Қазақ Ұлттық Университеті

Физика-техникалық факультеті

Қатты дене физикасы және бейсызық физика кафедрасы

«Қорғауға жіберілді»

кафедра меңгерушісі Приходько О. Ю.

Дипломдық жұмыс

Тақырыбы: «Материяның эллипстік пен спиралды галактикалардағы таралуының фракталдық және мультифракталдық сипаттамаларын анықтау»

5В061100 - «Астрономия» мамандығы бойынша

Орындаған Насиолла Ш.

Ғылыми жетекші ф. -м. ғ. к, аға оқытушы Алимгазинова Н. Ш.

Норма бақылаушы Исимова А. Т.

Алматы, 2015

РЕФЕРАТ

Дипломдық жұмыс 40 беттен, 10 суреттен және 20 әдебиеттен тұрады.

Негізгі ұғымдар: бейсызық талдау, динамикалық хаос, өзқауымдасу, фрактал, мультифрактал, өлшемділік, аффиндік коэффициент, спиральдік галактика, эллипстік галактика,

Жұмыстың мақсаты:динамикалық хаос теориясының талдау әдісі арқылы спиральды және эллипстік галактикалардағы материяның таралуының ерекшеліктерін анықтау және сан ретінде сипаттау.

Зерттеу әдістері: бейсызық физика әдістері - фракталдық талдау.

Зерттеу нәтижелері:

РЕФЕРАТ

Дипломная работа состоит из 40 страниц, 10 рисунков и 20 использованных источников литературы.

Ключевые слова: нелинейный анализ, динамический хаос, самоорганизация, фрактал, мультифрактал, размерность, коэффициент самоаффинности, спиральная галактика, эллиптическая галактика.

Цель работы: Выявление и количественное описание особенностей распределения материи в спиральных и эллиптических галактиках методом теории динамического хаоса.

Методы исследования: метод нелинейной физики - фрактальный анализ.

Результаты исследования:

ABSTRACT

Diploma work consists of 40 pages, 10 figures and 20 references sources.

Keywords: nonlinear analysis, dynamic chaos, self, fractal, multifractal, dimension, self-affine coefficient, spiral galaxy, elliptical galaxy.

Work purpose: Identification and quantification of the distribution of matter in the spiral and elliptical galaxies using the theory of dynamical chaos.

Research methods: method of nonlinear physics - fractal analysis.

Resultsofthestudy :

МАЗМҰНЫ

КІРІСПЕ 5 1. ГАЛАКТИКА 6 1. 1 Негізгі мәліметтер 6 1. 2 Спиралды галактикалар 10 1. 3 Эллипстік галактикалар 12 1. 4 Қазіргі уақыттағы зерттеулер 15 2. ФРАКТАЛДЫҚ ТАЛДАУ 16 2. 1 Негізгі ұғымдар 16

2. 2 Фракталдық өлшемділіктер 20

2. 3 Екіөлшемді аффиндік коэффициенті 24

2. 4 Галактикаларды фракталдық талдау әдісі арқылы зерттеу 31

3. ЗЕРТТЕУ НӘТИЖЕЛЕРІ 25

3. 1 Галактикалардың фотобейнелердің мәліметтер базасы 32

3. 2 Алынған нәтижелері 38

ҚОРЫТЫНДЫ 45

ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ 42

ҚОСЫМША 1 48

ҚОСЫМША 2 50

КІРІСПЕ

В настоящее время астрономами-наблюдателями уделяется огромное внимание исследованию галактик различных видов, в частности выявлению особенностей в распределении их составляющих.

Коротко взять аннотации статей - актуальность - зачем исследуются галактики.

Описать преимущество нового метода теории динамического хаоса

Указать новизну исследования

Цель исследования

Галактика

Негізгі мәліметтер

Галактика - жұлдыздар мен жұлдыздардың шоғырлануы, жұлдызаралық газдар мен тозаңнан және түнек материясынан құралған алып, гравитациялық-байланысқан жүйе. Олар - ғаламды құрайтын, өлшемдері өте үлкен жұлдыздар жүйелері. Ғаламның бізге байкалатын бөлігіндегі галактикалар жиынтығын кейде метагалактика деп атайды. Галактикалар кеңістікте әркелкі бөлініп, топтар мен шоғырлар құрайды. Біздің Галактика "Магеллан бұлттары", "Андромеда" және "Үшбұрыш" галактикалары мен бірнеше ергежейлі эллипстік галактикалармен бірге басқа 15 галактиканы қоса галактикалардың жергілікті тобын құрайды. Бізге ең жақын деген галактикалар Магеллан бұлттары мен Андромеда тұмандығы. Галактикалардың барлығы да қозғалыс үстінде дамиды, өзгереді, өшеді, қайтадан пайда болады. Болжамдар бойынша галактикалар ең ауыр элементарлық бөлшектер - гиперондардан тұрады, кейін жұлдыздар заттардың фрагменттелуі нәтижесінде түзілген. Бұл заттар галактикалардың ядросында әлі де кездеседі деген жорамалдар да бар. Қазіргі ғаламат Әлем тығыздығы шексіз үлкен, ал көлемі шексіз кіші нүктедей ғана белгісіз заттың жарылысынан пайда болған.

Шамамен жүз жыл бұрын біздің галактика әлемдегі жалғыз дене деп есептелді және барлық көрінетін тұмандықтар біздің галактикаға жатады деп саналады. Бұл оларға дейінгі қашықтықтарды анықтаудың қиындықтарына байланысты болды. Қазір ғарыштағы 20 галактиканың жергілікті шоғырын және басқа 10 млрд-қа жуық галактиканы білеміз. Олар топтасып орналасқан және ең сезімтал құралдардың көмегімен анықтайтын қашыктықта жан-жаққа таралып, бір-бірінен алшақтап барады.

Оңтүстік жарты шардың түнгі аспанынан бізге ең жақын "Магеллан бұлттарын" бақылай аламыз. Зер салып қарағанда бұлт "толқып" тұрған тәрізді. Астрономдар оның толкуын біздің галактикаға жакын орналасуымен түсіндіреді. Бір кездері "Магеллан бұлттары" біздің галактикамен соқтығысқан секілді. "Магеллан бұлттары" Құс жолынан көп кіші. Олар біздің Галактиканың серігі. Миллиардтаған жылдардан кейін олардың тағы да бір-біріне жақындауы мүмкін. "Магеллан бұлтынан" сәләріректе "Андромеда" галактикасы бар. XX , ол 2 млн жарық жылына тең болды.

Галактикалар пішінімен, салмағымен және өлшемдерімен ерекшеленеді. Галактикалардың эволюциясы жайында жұлдыздардың эволюциясына қарағанда әлде кайда аз білеміз. Галактика ядролары, олардың галактиканың эволюциясына және құрылымына әсері жөнінде мәліметтер өте аз. Кейбір ғаламдардың газ бен зат бөліп жарылатыны, ал кейбірінің бірімен-бірі өзара әсерлесетінін білгеннен кейін шешілетін проблемалар қатары көбейе түсті.

Галактикалар түрлерi, олардың қасиеттерi

Галактикалардың пішіндері өте әртүрлі болады, бірақ олардың негізгі сыртқы белгілеріне сүйеніп, оларды бірнеше түрге бөледі. Морфологиялық ерекшеліктері бойынша, галактикалардың 4 түрін айырады.

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.

2) 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. Мысалы, пекулярлы (яғни ерекше, әр қайсысының пішіні өзгеше, қайталанбас болатын) галактикаларды да, оның ішінде әсерлесетін галактикаларды, әдетте дұрыс емес галактикаларға жатқызады (кейде оларды жеке топқа бөледі) . Дұрыс емес галактикалардың жарқырауы ~10 ⁴³ эрг/с, ал массалары 10 ¹⁰ М _Күн болады. Барлық 'ir депбелгіленді.

Галактикаларға дейінгі қашықтықтарды әр түрлі әдістермен анықтайды: цефейдтер, жаңа және аса жаңа жұлдыздар, өте жарық, жұлдыздар бойынша т. с. с.

3) 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) олар ішінде жоқ болады. Жұлдыздар бұл галактикалар ішіде кез-келген бағыттарда жоғары (≈200 км/с) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактикалардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~10 ³⁸ -10 ⁴⁵ эрг/с және 10 ⁵ -10 ¹³ М _Күн сәйкесінше. Дүниедегі ең ірі галактикаларға эллипстік галактикалар жатады. Олардың кейбіреуі шар тәрізді, ал кейбіреуі созылыңқы болып келеді. Олар өздеріне өте жақын келген әлдеқайда кіші галактикаларды қармап алу арқылы кеңейеді. Сыртқы пішініне қарай астрономдар галактикаларды бірнеше түрге топтайды. Эллипстік галактикаларды 10 түрге бөліп, мынадай белгілеулер енгізді: Е0 (сфералық), E10 (қатты майысып, екі бүйірінен жаншылған, пішіні, құймақ нанға ұқсайды) .

4) 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 олар арасындағы және галодағы санынан көп емес болады, тармақтар оларда галактиканың ең жарық ыстық жұлдыздар, жас жұлдыздық шоғырлар және жарқырайтын газдық тұмандықтар топталатындықтан үздік көрінеді. Ал галода көбінесе ескі, жарқырауы аз жұлдыздар орналасқан. Жұлдыз аралық газ бен шаң да галода жоқ дерлік болады (дисктегі жұлдыз аралық газ бен шаңның массасы жұлдыздар массасының бірнеше пайызына жетеді) .

Дискі мен галоны өте сиретілген және созылған тәж қоршайды. Оның өлшемі галоның өлшемінен ондаған есе көп болады. Тәждің толық массасы галактика жұлдыздарының қосынды массасынан бірнеше есе көп болады, бірақ тәждің үлкен өлшеміне байланысты, оның тығыздығы диск пен галоның тығыздығымен салыстырғанда аз болады. Тәж өзін тартылыс арқылы білдіреді, бірақ жарықты сәулелендірмейді, онда жұлдыздар да, газ-тозаңды бұлттар да бақыланбайды. Тәждің мұндай «жасырын» массасының табиғаты әлі де толығымен белгісіз. Тәж массасына негізгі үлесін онда орналасқан жарқырауларының төмендігіне байланысты оптикалық әдістермен бақылауға келмейтін массалары аз сансыз көп жұлдыздар қосуы мүмкін. Жасырын массаға негізгі үлесін әлсіз әсерлесетін элементар бөлшектер де (мысалы, нейтрино, егер оның тыныштық массасы нолге тең болмаса) қосуы мүмкін.

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 ~10 ⁴¹ -10 ⁴⁴ эрг/с, ал массалары 10 ⁸ -10 ¹² М _Күн аралықта өзгереді.

Басқа галактикалардан өзгешелініп, біздің Галактика бас әріппен жазылады. Біздің Галактика спиральды, құрамына 10 ¹¹ астам жұлдыздар кіреді, үлкен диаметрі 80 мың жарық жылындай, ал орталығындағы максимал қалыңдығы 16 мың жарық жылына тең, шетіне қарай 3-6 мың жарық жылына дейін азаяды. Біздің галактика тәрізді миллиондаған галактикалар бар. Мұндай галактикалардың тармақтарында жаңа жұлдыздардың пайда болуына негіз болатын газдар мен тозаңдар бар. Бірақ спиральдар барлық уақытта да центрге өте жақын келмейді. Кейде спираль центрден қашық жатқандай, Галактиканың ядросы мен спиральдар арасында оларды жалғайтын бар (жалғастырғыш) тұрған тәрізді көрінеді. Спиральді галактикалар да ядроларының өлшемдерімен ерекшеленеді.

Біздің Галактика дискінің Күн орналасқан аймағының (Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 2R _диск /3 қашықтықта орналасқан) айналу жылдамдығы максимал болып табылады (220-250 км/с құрайды) . Күн мен оның төңірегіндегі жұлдыздар Галактика центрі бойымен толық бір айналымды шамамен 230 жыл ішінде жасайды. Бұл жұлдыздардың дөңгелектік қозғалыстан ауытқулары 20 км/с -н көп емес жылдамдықтармен сипатталады. Галактика центрінен Күнмен бірдей қашықтықта орналасқан (Күн қасында орналасқан), бірақ галоға кіретін жұлдыздардың ортақ реттелген айналуының жылдамдығы диск жұлдыздарынан көрі шамамен бес есе аз болып табылады. олардың үлгілі жылдамдықтары 200-300 км/с құрайды.

Линзатәрізді галактикалар спиральдарға ұқсас, бірақ олар спираль құрылымына ие емес. Мұндай галактикаларды ядро, диск және гало деп аталатын әлсіз ореол ажыратып тұрады. Линзаның сыртқы бөліктерінде кейде спиральды тармақтардың нышандары, қоспалар және сыртқы жарық сақина көрінеді. Дұрыс емес галактикаларға ядроның айқын байқалуының және айналу симметриясының болмауы тән. Шындығында жұлдыздар жиынының таралуы жұлдыздар тарапынан жоғары жарық тарататын және ионизацияланған сутегі аумағында пайда болатын көрінетін жарықтың таралуына қарағанда олардағы жағдай айтарлықтай симметриялы болып табылады. Бұл жалпақ жүйелер яғни сондай ақ оптикалық және радиобақылау олардағы дұрыс, бірақ баяу айналуды көрсетеді. Кейбір Ir-галактикалар спиральды нышандары пайда болмайтын қоспалы спиральдарды елестетеді. Спиральды және бұрыс галактикалардың массасы мен жарықтылығы жіңішке диапазондарда бекітілген: галоны есептемегендегі массасы 109- 1012М©, жарықтығы 108- 1011L0. Сонымен қатар арасында жарық материя тосқауылы байқалатын әрбірі бірегей пішінге ие әр түрлі танымал галактикалар да бар. Ең алғашқы « Галактикалардың әрекеттесетін атласы» Воронцов Вельяминнің бастауымен 1959 жылы құрылған болатын. Сөйтіп 60 жылдардың екінші жартысында А. Арпаның «Пекулярлы галактикалардың атласы» және Ф. Цвикки тобының эруптивті галактикалардың көп томды каталогы және олардың топтамасы жарық тапты. Ең көп таралған галактикалар эллипстік, линзатәрізді және спиральды галактикалар болып табылады. Галактикалардың аз бөлігі бұрыс галактикаларға жатады. Радиогалактика мен Сейферт галактикасының құрамы бір пайызды да құрамайды.

ХХ ғасырдың 20-30 жылдарында Хаббл алып жұлдыздар жүйесі - галактиканың құрылымды классификациясының негізін қалады. Ол галактиканы үш топқа бөлді:

сурет

Спиралды галактикалар

1. 1 - сурет. Спиралды галактика

II. Эллипстік галактикалар

1. 2 - сурет

III. Қалыпсыз (бұрыс) галактикалар тұрақты пішіні жоқ.

Алып Магеллано Бұлтының уәкілдері 165000 жарық жылының қашықтығында орналасқан. Осылайша ол біз салыстырмалы түрде шағын өлшемді жақын орналасқан галактика болып табылады. Оның жанында шағындау Кіші Магеллан Бұлты орналасқан. Бұл екеуі де біздің галактикамыздың серіктері болып келеді.

Бақылаулар галактикалардың барлық пішіндерінің әртүрлілігі мен қасиеттерін жүйелендіру үшін көрсетілген классификацияның жеткіліксіз екенін көрсетті. Осылайша спиральды және эллипстік галактикалар арасында айтарлықтай аралықта орын алатын галактикалар табылған (So деп белгіленеді) . Бұл галактикалар алып орталық қоймалжыңға және оны қоршап тұратын жалпақ дискіге ие болғанымен оның спираль нышандары болмайды. ХХ ғасырдың 60 жылдарында ыстық жұлдыздардың барлық градацияларымен шаңдары бар болатын көп санды саусақтәрізді және дисктәрізді галактикалар ашылған болатын. Ал ХХ ғасырдың 30-жылдарында Печи және Скульптор шоқжұлдыздарында төмен жарықтық қабаттарымен эллипстік ергежейлі галактикалар ашылған еді. Олар соншалықты ергежейлі болғандықтан бізге ең жақын орналасқан галактиканың өзі орталық бөлігінен аспан фонында қиындықпен көрінеді. Сондай ақ ХХ ғасырдың 60-жылдарының басында алыс компактты галактикалар ашылды. Бұл галактикаларды ең мықты телескоптармен бақылау кезінде де жұлдыздардан айырып болмайтын. Олар жұлдыздардан өздерінің спектрі арқылы ерекшеленіп тұрады. Бұл спектрде тіпті жарық жалғыз жұлдыздың өзі де көрінбейтін сондай ұзақ қашықтыққа сәйкес келетін араласқан үлкен қызыл сәулеленудің жарық сызықтары көрінеді. Қарапайым алыс галактикалардан айырмашылығы, яғни олардың спектіріндегі нағыз энергияның таралуының үйлесуі себебінен және қызыл араласу қызғыштау көрінеді, ал айтарлықтай ықшамдау галактикалар көгілдір түске ие (бұл галактикалар сондай ақ квазожұлдызды галактика деп аталады) . Дегенмен бұл объектілер қарапайым аса алып галактикалардан жүз есе жарық, бірақ тым әлсіздері де бар. Көпшілік галактикаларда орыс астрономы И. С. Шкловский теориясына сәйкес жарық жылдамдығына жақын магнит өрісіндегі электрондардың тежелуі және жылдамдықпен қозғалатын тым ауыр зарятталған бөлшектердің пайда болуымен табиғаты жылусыз радиосәулеленулер анықталған (синхротонды сәулеленулер осылайша аталады) . Мұндай жылдамдықты бөлшектер галактика ішінде жойқын жарылыс нәтижесінде алады.

Галактика жұлдыздары жалпақ дискіні қалыптастырады. Күн жүйесі діскінің шетінде орналасқан. Жердегі бақылаушы діскіні «қабырғадан» көреді және алыстағы жұлдыздардың үлкен бөлігі бақыдаушы үшін бір жарқыраған жолаққа қарай қосылады. Бұл түнгі аспандағы Құс Жолы секілді көрінеді. Осы жерден «галактика» атауы шыққан: galactikos - сутті, ақшыл. Галактикадан тыс астрофизиканың өркендеуі жүзжылдықтың 20-жылдарынан басталды. 1924 жылы Эдвин Хаббл америкалық астроном Маунт Вилсон обсерваториясында телескоп арқылы (айна диаметрі 2, 5 м) жиі спираль құрылымды тұман дақтарына ұқсас объектілердің суреттер топтамасын алды. Суреттердің үлкен рұқсат етілген шегі Хабблға бұл объектілер жұлдыздардың көп санынан тұратындығын көрсетті. Ең алғашқы тұман дақтары ХІХ ғасырдың 40-жылдарында ағылшын Уильямом Парсонс (Росстың үшінші графы) тарапынан жұлдыздар үшін рұқсат етілген болатын. Паронс техника және астрономиямен әуестенетін. 1845 жылы Паронс фокус аралығы 16, 2 м (54 фут) болатын рефлекторын құрды. Паронс өз телескопын Гончих Псов шоқжұлдызындағы М51 тұмандылыққа бағыттады және оның спираль құрылымға ие екендігін түсініп жетті. Оған суреттерде осы және басқа да тұмандылықта жұлдыздарды ажыратуға мүмкіндік болды. Дегенмен бұл пікір тек қана Хабблдың жұмыстарынан кейін ғана өзінің пікірталассыз дәлелін тапты. Андромед тұмандылығында (М31) Хаббл 12 цефеидті анықтады. ХХ ғасырдың басында бұл ауыспалы жұлдыздар айтарлықтай жақсы зерттелген болатын. Х. Шеплидің көмегімен (АҚШ) цефеид жарқырауынан жылтыр айналым соғуының тәуелділігі біздің галактикамыздың (Құс жолы) құрамына кіретін жұлдыздар топтамасына дейінгі қашықтықты анықтау үшін қолданылды. Бұл әдіс көмегімен қашықтықты анықтауда Хабблда қолданды. Ол цефеид арқылы М31-0, -3 Мпк ге дейінгі қашықтықты (оның заманауи мәні 0, 8 Мпк, яғни 1Мпк=3х1024 см) анықтады. Бұл мәндер М31 тұмандылығының Галактика шегінде алыс орналасатындығын және өздігінен дербес жұлдыздар жүйесі болып табылатынын көрсетеді (Құс Жолының диаметрі шамамен 30мпк) . Дәл осылайша тұмандылықтың көп бөлігі бұл - галактикадан тыс жұлдыздар жүйесі екендігі анықталды. Бүгінгі күнде галактикаға дейінгі арақашықтықты анықтауда тек қана цефеидтерден басқаларыда қолданылады. «Стандарт шырақтар» түрінде жарықтылықты әлсіретумен қашықтықты анықтау үшін жарылатын жұлдыздарды (жарқыраудың максимум нүктесінде олардың жарықтылығы шамамен бірдей), ионизацияланған сутегінің жарқыраған үлкен бұлттарын қолданады. Галактикалардың қасиеттерін зерттеу бақыланатын Ғаламда эволюциялық процестерді түсіну үшін қорытынды шешуші есеп болып табылады. Себебі дәл осы галактикалар және олардың топтамасы оның құрылымының негізгі элементі екенін айта кеткен жөн. Мысалы, 1929 жылы Хаббл бірнеше ондаған галактикалардың сәуле жылдамдығын өлшеп, галактикалардың бір бірінен алшақтайтындығын және алшақтау жылдамдығы галактикалар арасының қашықтығына тікелей пропорционал екендігін зерттеді. Бұл Ғаламның ұлғаю жаңалығы еді. Жылдамдық пен арақашықтық арасындағы пропорционалдық коеффициентін енді Хаббл тұрақтысы деп атайды. Ол тек қана Ғаламның жасына тәуелді болып, оның заманауи мәні 5-100 км/(схМпк) ге тең. Галактикалардың Негізгі бақылауларының тіркемесі бірнеше каталогтарда жинақталған. Ең алғашқы галактикалық каталог 1784 жылы Ш. Мессье және П. Мешен тарапынан құрылған болатын. Бұл каталогқа оның авторлары қозғалыссыз деп атаған 108 тұмандылық енгізілді. Оның қозғалыссыз деп аталуының себебі басқа қозғалыстағы кометалармен шатастырып алмау болып табылады. Мессье каталогына кіретін объектілер М әрпімен реттік нөмірде орналастырылған. Мысалы, М31 деп аталатын объект Андромед тұмандылығын түсіндіреді. Бүгінгі күнде Дрейердің «Жаңа ортақ каталогы» кеңінен қолданылады (оның бірінші бөлімі 1888 жылы жарық көрген) . Бұл каталогқа 13000 ға жақын объектілер кіргізілген. М31 галактикасы Дрейер каталогында NGC 224 деп көрсетіледі. Біздің жүзжылдықтың 60-жылдарының аяғында «Галактикалардың Морфологиялық каталогы» (Б. А Воронцева-Вельяминова тобы) және «Жарық галактикалардың Екінші библиографиялық каталогы » (Ж. Вокулер тобы) жарық тапты. Бұл каталогтар өз құрамында онмыңдаған объектілерді сақтайды. Галактикалар ең алдымен бір бірінен өздерінің сыртқы көрінісі арқылы ерекшеленеді. 1925 жылы Хаббл галактикалардың морфологиялық классификациясын ұсынды және бұл каталог бүгінгі уақытта түрлендірілген күйде қолданылып келеді. Галактикалардың келесідей негізгі топтары келтірілген: эллипстік Е, линзатәрізді SO, спиралды S, қоспалы спиралды SB, бұрыс Ir.

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.