Материяның эллипстік пен спиралды галактикалардағы таралуының фракталдық және мультифракталдық сипаттамаларын анықтау
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
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
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 ғасырдыңбасындаоғандейінгіқашықтықанықталып, 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.
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 ғасырдыңбасындаоғандейінгіқашықтықанықталып, 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.
1. Перейти к: Ю. А. Калуш, В. М. Логинов Показатель Хёрста и его скрытые свойства // Сиб. журн. индустр. матем. — 2002. — В. 4. — Т. 5. — С. 29-37.
2. Предсказуемость цен акций. Показатель Хёрста
3. Ю.Н. Кликушин Метод фрактальной классификации сложных сигналов // Журнал радиоэлектроники. — 2000. — Т. 4.
4. Е. А. Ляпунова, А. Н. Петрова, И. Г. Бродова, О. Б. Наймарк, М. А. Соковиков, В. В. Чудинов, С. В. Уваров Исследование морфологии многомасштабных дефектных структур и локализации пластической деформации при пробивании мишеней из сплава А6061 // Письма в ЖЭТФ. — 2012. — В. 1. — Т. 38. — С. 13-20.
5. http://astronom97.narod.ru/galaxy.html
6. http://mirvselennoi.ucoz.ru/publ/galaktiki/1-1-0-12
7. http://www.dissercat.com/content/struktury-v-pole-skorostei-gazovogo-galakticheskogo-diska#ixzz3UiZUMrO3
8. http://wsyachina.narod.ru/astronomy/galaxy_10.html
9. Б. Мандельброт : Фрактальная геометрия природы (ИКИ, Москва,2002)
10. Р.М. Кроновер : Фракталы и хаос (Постмаркет, Москва, 2000)
11. А.Д. Мороз : Введение в теорию фракталов (ИКИ, 2004)
12. Э.В. Кононович, В.И. Мороз : Общий курс астрономии (УРСС,Москва, 2001)
13. Н. Karttunen et al. (eds.) : Fundamental Astronomy (Springer, 2006)
14. Федер Е. Фракталы. – М.: Мир, 1991. – 254 с.
15. Божокин С.В., Паршин Д.А. Фракталы и мультифракталы. – Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2001. – 128 с.
16. Пайтген Х.-О., Рихтер П.Х. Красота фракталов. – М.: Мир, 1993. – 254с.
17. Кроновер Р.М. Фракталы и хаос в динамических системах. Основы теории. – М.: Постмаркет, 2000. – 350 с.
18. Кузнецов С.П. Динамический хаос. – М.: Физматлит, 2001. – 295 с.
19. Марочник Сучков, Галактика, M.: Наука, 1980.
20. Фридман A.M., Хоружий O.B., Ляхович В.В., Неустойчивости и структуры в газовом диске Галактики, в сб. "Неустойчивые процессы во Вселенной", М.: Кос-моинформ, 1994, сс. 194-229.
21. Ефремов Ю.И. // Очаги звездообразования в галактиках. М., Наука, 1989.
22. А.А.Сучков, Галактики знакомые и загадочные, 1988
23. П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И.Мороз, Курс общей астрономии, 1983
2. Предсказуемость цен акций. Показатель Хёрста
3. Ю.Н. Кликушин Метод фрактальной классификации сложных сигналов // Журнал радиоэлектроники. — 2000. — Т. 4.
4. Е. А. Ляпунова, А. Н. Петрова, И. Г. Бродова, О. Б. Наймарк, М. А. Соковиков, В. В. Чудинов, С. В. Уваров Исследование морфологии многомасштабных дефектных структур и локализации пластической деформации при пробивании мишеней из сплава А6061 // Письма в ЖЭТФ. — 2012. — В. 1. — Т. 38. — С. 13-20.
5. http://astronom97.narod.ru/galaxy.html
6. http://mirvselennoi.ucoz.ru/publ/galaktiki/1-1-0-12
7. http://www.dissercat.com/content/struktury-v-pole-skorostei-gazovogo-galakticheskogo-diska#ixzz3UiZUMrO3
8. http://wsyachina.narod.ru/astronomy/galaxy_10.html
9. Б. Мандельброт : Фрактальная геометрия природы (ИКИ, Москва,2002)
10. Р.М. Кроновер : Фракталы и хаос (Постмаркет, Москва, 2000)
11. А.Д. Мороз : Введение в теорию фракталов (ИКИ, 2004)
12. Э.В. Кононович, В.И. Мороз : Общий курс астрономии (УРСС,Москва, 2001)
13. Н. Karttunen et al. (eds.) : Fundamental Astronomy (Springer, 2006)
14. Федер Е. Фракталы. – М.: Мир, 1991. – 254 с.
15. Божокин С.В., Паршин Д.А. Фракталы и мультифракталы. – Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2001. – 128 с.
16. Пайтген Х.-О., Рихтер П.Х. Красота фракталов. – М.: Мир, 1993. – 254с.
17. Кроновер Р.М. Фракталы и хаос в динамических системах. Основы теории. – М.: Постмаркет, 2000. – 350 с.
18. Кузнецов С.П. Динамический хаос. – М.: Физматлит, 2001. – 295 с.
19. Марочник Сучков, Галактика, M.: Наука, 1980.
20. Фридман A.M., Хоружий O.B., Ляхович В.В., Неустойчивости и структуры в газовом диске Галактики, в сб. "Неустойчивые процессы во Вселенной", М.: Кос-моинформ, 1994, сс. 194-229.
21. Ефремов Ю.И. // Очаги звездообразования в галактиках. М., Наука, 1989.
22. А.А.Сучков, Галактики знакомые и загадочные, 1988
23. П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И.Мороз, Курс общей астрономии, 1983
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
0.1 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 ғасырдыңбасындаоғандейінгіқашықтықа нықталып, 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.
1) 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 ~1043 эргс, ал массалары 1010 МКүн болады. Барлық бұрысгалактикаларбірбелгімен '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 кмс) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактикалардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~1038-1045 эргс және 105-1013 МКүн 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 (2Rдиск3) 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 эргс, ал массалары 108-1012 МКүн аралықта өзгереді.
Басқа галактикалардан өзгешелініп, біздің Галактика бас әріппен жазылады. Біздің Галактика спиральды, құрамына 1011 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 2Rдиск3 қашықтықта орналасқан) айналу жылдамдығы максимал болып табылады (220-250 кмс құрайды). Күн мен оның төңірегіндегі жұлдыздар Галактика центрі бойымен толық бір айналымды шамамен 230 жыл ішінде жасайды. Бұл жұлдыздардың дөңгелектік қозғалыстан ауытқулары 20 кмс - 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 кмс 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(C), 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
I. 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.
Бүгінгі уақытта зерттелген галактикалардың толық саны миллиардтан асады. Суреттердегі жарықтың Таралуымен галактикалық құрылымдардың көрсетілуі олардың морфологиялық типтерін анықтайды. Қашықтықты тікелей бақылау және галактикалық заттың динамикасы арасында байланыс орнату қызықты болып келеді. Мысалы, Е-жүйеден Ir- жүйеге қарай галактика түсі өзгереді. Ir-галактикалар ең көгілдір, S-галактикалар қызғыштау, ал Е-галактикалар ең қызыл болып келеді.
Галактикалар кеңістікте қалай орналасқан? Хаббл бұл сұраққа ең алғашқы рет жауап беріп көрді. Ол аспан сферасының бірнеше аумақтарында галактика сандарының есептеулерін жүргізді және бірнеше Мпк өлшеміндегі галактикалардың топтамасын анықтады. Келесі зерттеулер барлық галактикалардың 70 % -ы топтамаларға кіретіндігін көрсетті. Галактикалардың кеңістіктік таралуын зерттеуде бақылау бағдарламасы жасалған. Бұл бақылау дүниедегі ең үлкен телескоп көмегімен (телескоптың айнасының диаметрі б м) Арнайы астрофизика обсерваториясында АН СССР жүзеге асырылады (Солтүстік Кавказ). Нәтижеде Солтүстік аспанның изоляцияланған бу галактикасының каталогы құрылды (И. Д. Караченцев 1972 ж.). Ұзындығы 500 кпк ға жететін мойыншақты елестететін галактикалардан түзілген алқалар бақыланып отыр. Бұл құрылымдар топтамаға кіреді. Мүмкін галактикалар жұлдыздар тәрізді отбасы болып өмір сүруді дұрыс көретін шығар. Топтамалар дұрыс және бұрыс болып екіге бөлінеді. Дұрыс топтамалар сфералық пішінге ие болып, он мыңдаған галактикалардан құралған. Галактикалардың дұрыс топтамасына бізден шамамен 100 Мпк қашықтықта орналасқан және 30 мыңнан артық құралған Вероника Шашы шоқжұлдызындағы галактика топтамасы жатады. Бұрыс топтамалар бар болғаны бірнеше ондаған және жүздеген галактикалардан құралады. Олар симметриялы болмайды және дұрыс топтамаларға қарағанда он есе кіші болып келеді. Бізге ең жақын орналасқан және айтарлықтай бай бұрыс топтама Бикеш шоқжұлдызында орналасқан болып, оған дейінгі қашықтық 20 Мпк ны құрайды. Бұл топтаманың құрамында 200 ге жуық галактика орналасқан. Сондай ақ бұл топтамаға біздің Галактика кіретін галактикалардың Жергілікті тобы жатады. Жергілікті топта Андромедтің Тұмандылығы және Галактика ең жарқын және ауқымды болып көрінеді. Олардың әр бірі байытылған серіктер отбасына ие. Галактика отбасына 14 ықшам эллипстік галактикалар, жұлдыздардың галактикадан тыс шар тәрізді топтамасы кіреді. Олардың арасындағы ең ірісі Магелланов бұлты болып табылады. Жергілікті топ галактиканың алып топтамасының құрамына кіреді. Оның ортасында Бикеш шоқжұлдызының бұрыс топтамасы орналасқан. Біздің алып топтамалы галактикамыздың жалпы саны 20 мың, оның диаметрі 60 Мпк. Онымен бірге көршілес Арыстан шоқжұлдызындағы алып топтама болып, оған дейінгі арақашықтық 140 Мпк ны құрайды. Аспан сферасындағы әр түрлі бағыттағы галактикалар санының есебі ең үлкен кеңістіктегі бір текті емес галактикалардың таралуы алқа немесе талшық ретінде орналасатындығын көрсетеді. Бұл ұяшықтар қабырғасының қиылысы тәрізді болып келеді. Әр бір ұяшық ішінде галактикалар аз, ал талшықтардың құрамында олардың саны көп болып келеді. Бос орын өлшемі шамамен 100 Мпк, ал талшықтың қалыңдығы 10 мпк ны құрайды. Галактикалардың үлкен топтамасы талшықтардың қиылысында орналасқан. Ұяшық құрылымының жеке фрагментін алып топтама деп атайды. Талшық және ұяшық қабырғасы ретінде орналасқан кең масштабты құрылым айтарлықтай үлкен жүйеге жинақталмай, бақыланатын Ғаламды кеңістңкпен орташа бір қалыпты толтырып отрады. Сөйтіп галактикалар бізге бақыланатын Ғаламның құрылысы, Ғаламды толтырып тұратын заттардың физикалық қасиеттері жайында мәлімет береді. Тағы да түсінетін көп мәселелер жатыр. Біз галактика аралық заттар, галактикалық ядро табиғаты, галактикалардың әр түрлі морфологиялық типтері арасындағы байланыс және Ғалам құрылысының табиғаты мен галактикалардың қалыптасуы қалай байланысқаны жайында аз білеміз. Галактикадан тыс астрономияның бүгіні мен болашағы өте қызықты. Оған бақылаулар мен теория жүзінде көптеген мәселелерді шешу қажет.
0.2 Спиралды галактикалар
Пример сурет
Спиральды галактикалар - спираль бойымен орналасқан екі салыстырмалы жарық нышандарымен сипатталады. Нышандар жарық ядроның ішінен (мұндай галактикалар S белгісімен сипатталады) немесе ядроның қиылысқан жарық қоспасының соңынан (SB болып белгінеді) шығады. Жеті қарақшы шоқжұлдызындағы М82 галактикасының уәкілі айқын көрініске ие емес. Ол негізінен ыстық көгілдір жұлдыздар мен олардың ыстығымен қыздырылған газды бұлттардан құралған. М82 бізден 6,5 миллион жарық жылына тең қашықтықта орналасқан. Мүмкін, шамамен миллион жыл бұрын оның орталық бөлігінде қуатты жарылыс болған деген болжам оның бүгінгі осындай пішінге ие болуының себебі шығар. Гончих Псов жоқжұлдызындағы М51 спиралды галактикасы спиралды жұлдыздар жүйесіндегі ең таңқаларлық галактикалардың бірі деп айтуға болады. Оларға дейінгі арақашықтық шамамен 8 миллион жарық жылын құрайды. Спираль нышандарының соңындағы қалыңдану құбылысы - бұл өздігінен дербес бұрыс галактика болып табылады. Жеке жарық жұлдыздар біздің галактикада орналасқан.
Спиралды галактикаларды сыртқы түріне қарай екі түрге бөлді: жалғастырғышы бар(белгіленуі Sb), жоқ (белгіленуі S) және ядроларының өлшеміне қарай үш түрге
1. Sa (ең ірі ядро);
1 - сурет. Sа галактика
1. Sb (орташа ядро);
4 - сурет. Sb галактика
2. Sc (кіші ядро), сол сияқты Sba, Sbb, Sbc деп бөлінеді.
5 - сурет. Sc галактика
Спиралды галактикалар нышандарының жапырақтылығына қарай а, в, с типтеріне бөлінеді. Олардың ішіндегі бірінші топтың нышандары аморфты, екінші сыныптағылар біраз жапырақты, ал үшінші топтағылар өте жапырақты болып келеді. Олардың ядросы жарық емес және кішілеу болады. ХХ ғасырдың 40-жылдарында У.Бааде (АҚШ) спиралды нышандардың жапырақтылығы және олардың көгілдірлігі олардағы жанып тұратын көгілдір жұлдыздардың құрамының артуын және олардың топтасу мен диффузиялық тұмандылығын түсіндіріп берді. Спиралды галактикалардың орталық бөлігі нышандарға қарағанда сарғыштау болып келеді және ескі жұлдыздардан құралады (Бааде бойынша екінші типтердің шоғырлануы немесе сфералық құрылымның шоғырлануы). Ал жалпақ спиральды нышандар жаға жұлдыздардан құралады (бірінші типтердің орналасуы немесе жалпақ құрамдылардың шоғырлануы).
Кеңістікте жұлдыздардың орналасу тығыздығы спиралды галактикалардың экваторлық жазықтыққа қарай жақындауы арқылы ұлғаяды. Бұл жазықтық жүйенің симметриялық жазықтығы болып табылады. Осылайша жұлдыздардың көп бөлігі галактика орталығында өз орбитасында айналуы оған жақын болып қала береді. Оның айналу периоды 10^7 - 10^9 жылды құрайды. Бұл кезде ішкі бөлшектер қатты дене тәрізді айналады, ал периферияда бұрыштық және сызықтық айналу жылдамдығы орталықтан қашықтаған бетте азая түседі. Дегенмен кейбір жағдайларда ядроның ішіндегі ядродан кіші ядрошық ("керн") барлық айналып жатқан бөлшектерге қарағанда өте жылдам айналады. Сондай ақ жалпақ жұлдыздар жүйесі болып табылатын бұрыс галактикаларда осылайша айналады.
Спиралды галактикалар құрамында жарықты жұтатын шаң тәрізді денелер көп мөлшерде жинақталған. Ол барлық массасың бірнеше мыңдаған мөлшерін құрайды. Экваторлық жазықтықта шаң тәрізді денелердің концентрациялануы нәтижесінде галкатикаларда қараңғы сызықтардың туындауына себепші болады. Бұл сызықтар бізге қабырғасымен орналасып, веренет тәрізді күйде көрінеді.
Радиоастрономиялық бақылаулар галактикаларда бейтарап сутегінің жинақталуын анықтауға мүмкіндік берді. Оның массасы Sa типтегі спиралды галактикаларда айтарлықтай аз болып, Sb құрамында бірнеше пайызды құрайды және Sc галактикаларындағы жұлдыздардың массасының 10% на дейін жетеді.
Негізінен бейтарап сутегі жіңішке экваторлық қабатта орналасқан газ тәрізді түзілген галактикалардың басты бөлігі болып табылады. Бірақ жеке бұлттар одан алыс жерлерде де бақыланады. Яғни бұл жерде оны иондап, сауле тарататын жағдайға дейін алып келетін айтарлықтай жарық жұлдыздар болмайды.
Спиралды галактикалар орталықтанған сфералық ядро тәрізді жалпиған жұлдыздар жүйесі болып табылады. Олар екі немесе одан да көп жиі жапырақтанатын спиралды нышандарға ие. Галактикалардың спиралды нышандарында олардың ең жарық және жаңа жұлдыздары, жарқырайтын тұмандылық (ионизацияланған сутегі аумағында), жаңа топтамалар және жұлдыздардың ассоциациясы жинақталған. Дәл осы себепті спиралды өрнектер өте алшақтаған галактикаларда айқын бейнеленеді. Бірақ дегенмен спиралды нышандардың құрамы әрбір галактиканың толық массасының бар болғаны бірнеше пайызын ғана құрайды. S-галактикалардағы жұлдыздардың негізгі массасы жаппай дискіні құрайды. Галактикалық ядроның құрамына жұлдыздар мен газдар кіреді. Ядрода толық галактика массасының жүзден бір бөлігі орналақан. Кейбір галактикаларда негізгі энергия тарату процесі ядрода жүзеге асады. В. А. Амбарцумян бұл құбылысты галактиканың ядролық белсенділігі деп атады. Белсенді ядроға ие алып спиральді галактикалар сейфертовский атауына ие болды. Олардың жүйелік зерттеулерін 1943 жылы К. Сейферт (АҚШ) жүзеге асыра бастады. Сейферт бұл галактикалардың спектрлерінде сутегінің өте кең эмиссиялық сызықтарын, гелий, ионизацияланған темір элементтерін анықтады. Әдетте галактикаларда эмиссиялық сызықтар газдарға, О,В (ионизацияланған сутегі аумағы) спектр сыныптарындағы иондалған жарық жұлдыздарының сәулеленуіне, сонымен қатар О,В (ионизацияланған сутегі аумағы) жұлдыздарының өздеріне ғана тиесілі болатын. Бұл жағдайда сызықтардың ені жұлдыздардың жылдамдығына сәйкес келеді. Бұл жылдамдық мәні шамамен 200 кмс ты құайды. Сейферт анықтаған сызықтардың ені бірнеше кмс қа сәйкес келеді. Бүгінгі күнде жылдамдығы 30000 кмс жылдамдыққа сай келетін сейферт галактикаларының өте кең сызықтары белгілі. Сейферт галактикаларының кең сызықтарын атом және иондардағы рұқсат етілген ығысуларға жатқызуғға болады. Себебі, олар тығыз газдарда қалыптасады. Ионизацияланған сутегінің қарапайым зоналарында тыйым салынған сызықтар бақыланады. Электрон өз бетімен айтарлықтай төмен энергетикалық күйге өтуі және квант жарығында сәулеленбегейінше өте сиретілген бұлттарда электрондардың қоған күйлері уақыт өте келе ұзақ сақталады. Тығыз бұлттарда атомдар мен иондар айтарлықтай жиі соғысады, сондықтан да қозған күйдегі электронның энергиясы соқтығысатын бөлшектердің кинетикалық энергиясымен соқтығысу нәтижесінде өтеді. Бұл энергия квантты сәулелену күйінде жарқырап үлгермейді. Тығыз бұлттарда сәулелену тек қана рұқсат етілген сызықтарда ғана жүзеге асады. Мұнда олардың қозған күйі бөлшектердің соқтығысу арасындағы уақытқа қарағанда өмірінің өте қысқа мерзіміне сәйкес келеді. Сейферт галактикаларының спектрінде рұқсат етілген сызықтардың үлкен ені тығыз бұлттардың жоғары қозғалыс жылдамдығына тура келеді. Бұл галактикалардың спектрінде тыйым салынған сызықтар да бақыланады. Бұл сызықтардың ені 500 кмс жылдамдықты құрайды. Тыйым салынған сызықтарда күкірт, азот, оттегі, неон, темір элементтері жарқырайды. Сонымен қатар ионизациялаудың өте үлкен сызықтары да кездеседі. Сейферт галактикаларының ядросы радиодан бастап рентген диапазонынна дейін қуатты сәулелену көздері болып табылады. Ядроның толық жарқырауы барлық галактикалардағы жүздеген миллиард жұлдыздардың жалпы жарықтылығынан айтарлықтай асып түседі. Мысалы, NGC 1068 ядросының оптикалық жарықтылығы 5 :: 108Lo, ал инфрақызыл 1011L0, галактиканың жұлдызды жарықтылығы шамамен 5 :: 1010L0 ға тең. Ядроның сәулелену спектрі жанатын плазманың жылулық сәулеленуімен, синхротонды сәулеленумен және кері комптон эффектімен анықталады. Ядродағы негізгі энергия генераторы өздігінен алып қара денені елестетеді (оның массасы шамамен 108М(C)). Есептеулер бойынша мұндай қара дененің аумағына жақындайтын процестер негізінде сейферт галактикаларының ядросында энергия бөлінуін қамтамасыз ете алады. Белсенді ядролы галактикалар құрамына Б. Е. Маркарянның көгілдір галактикаларын жатқызуға болады (әр түрлі морфологиялық типтердің 500 ден астам объектілері). М. А. Аракелян және Э. А. Дибай зерттеулерінде Маркарян галактикасының ауытқыған көгілдір түсін түсіндіретін екі модель талқыланды. Бұлар интенсивті жұлдыз түзілу мен осы эллипстік галактикалардың ядросының белсенділігі. Бөгеті бар спиральдар бөгетті қалыптастыратын айтарлықтай керілген ядроға ие. Бөгеттердің соңына жақындай келе спиралды нышандар қалыптасады. S және Sb спиральдары сәйкес ядроның өлшемімен нышандардың иірмектілігіне тәуелді түрде a,b,c топшаларына бөлінеді. Ядро a тобынан с тобына қарай кішірейеді, ал спираль нышандар айтарлықтай қиын иірмектеледі. Спираль галактикалардың жұлдызды құрамының спектрлік талдауы негізінде, Sa дан Sc ге өту кезінде А, В, О деп аталатын жас жарқыраған жұлдыздар бөлігі өседі. Sc галактикалары Sa-галактикаларына қарағанда айтарлықтай көгілдір түске ие. Әр түрлі типтегі галактикалардың спиральдарының иірмектелу дәрежесі LB біркелкі жарықталумен бірдей болатыны қызықты болып табылады. Sa- жүйедкгі бірдей LB кезіндегі масса Sc-жүйеге қарағанда көбірек. Сондықтанда Sa спиральдарының иірмектілік дәрежесі Sc-галактикасының аз массасымен бірдей. Спиралды галактикалардың айналу жылдамдығы спираль нышандардың иірмектілігінің азаю дәрежесіне қарай артады. Sa галактикалары айтарлықтай аумақты, ықшам және Sc-галактикаларына қарағанда жылдамрақ айналады. Sa галактикаларының айналу жылдамдығы 300 кмс, Sb 220 кмс, ал Sc 175 кмс құрайды. Осы барлық ерекшеліктер галактикалардың динамикалық эволюциясы және жұздыз түзілудің бөлшектерімен байланысты. Америкалық Р. Б. Тулли және Дж. Фишер астрономдары спиралды галактика жарық болған сайын оның айналу жылдамдығы артатынын зерттеді. Мұнда LB ~ v3. Спиральді галактикалардың дискілері жұлдыздар және олардың топтамасынан, шаң бұлттар мен газдардан құралған. Мұндағы газдың массасы шамамен 10% ды құрайды. S-галактикалардағы массаның таралуы мен денелердің қозғалысы бірқалыпсыз. Оны ең алдымен қисық айналу бойынша зерттейді. Оптикалық спектрлердің көмегімен қисық айналуларды анықтаудың үлкен бағдарламасы 70-жылдардың аяғынан бастап америкалық астроном В. Рубин және оның серіктестерінің Китт Пик және Серро Тололо обсерваториясындағы зерттеулерінен юасталды. Қисық айналуларды алу үшін бүгінгі күнде ионизацияланған газ және жұлдыздардың сәулеленуінің оптикалық спектрлері, жұлдыз аралық ортаның жұтылу спектрлері, 21 см сутегі сызықтары пайдаланылады. Зерттеулердің негізгі нәтижесі қисық айналудағы жалпақ құйрықтардың қалыптасуы болып табылады. Мұнда айналу жылдамдығы қашықтықтаумен сиректелмей, керісінше газдардың анықталу шегіне дейін тұрақты болып қала береді. Егер ол гравитациялық аумақтағы тек қана көрінетін дискіде ғана емес, сондай ақ дискіні қоршаған ауқымды қараңғы галода қозғалатын болса, галактикадағы жұлдыз дискілерінен бастап үлкен қашықтықтардағы газдардың бақыланатын қозғалысын түсіндіруге болады. Қисық айналу нәтижелері көрсетіп тұрғандай, гало массасы жұлдызды дискілер массасынан шамамен он есе артық болып келеді. Галактикалық галоның бар екендігін болжау Рубин зерттеулеріне дейін анықталған болатын. 1973 жылы Дж. Острайкер және П. Пиблс (АҚШ) гравитацияланатын бөлшектердің динамикалық жүйесін сандық моделдеу кезінде өздігінен гравитацияланатын айналмалы дискінің берік емес екендігін анықтады. Ол тез деформацияланып, диск жазықтығындағы бөлшектердің реттелген қозғалысы орбита бойымен әр түрлі жазықтықтардың хаостық қозғалысына қарай ығысады. Диск эллипсоидқа айналады. Острайкер и Пиблс егер жүйенің барлық массасының үлкен бөлігі айналмайтын сфералық жүйеде орналасса ғана, дискінің берік болатынын зерттеді. Мұндай жүйе ретінде галоны да айтуға болады. Гало галактикалардың тікелей тіркеуі қазірде жоқ. Мүмкін, олар жарықтылығы төмен болып келетін сөнген жұлдыздар немесе аз ауқымды жұлдыздар көмегімен қалыптасқан шығар. Бұл жұлдыздар орнын ауыстыруға мүкін болатын айтарлықтай жеткілікті жоғары сыртқы жарықтылықты пайда қылуға әлсіз болып табылады. Осы секілді құрам радиусы шамамен 1,5 кпк болатын ішкі галоға ие. Өлшемі ондаған кпк болатын сыртқы гало шамамен ұзақ өмір сүретін, ауқымды қарапайым бөлшектерден құралған. Бұл бөлшектер аксиондар, фотино, гравитино және космино. Бұл бөлшектер өзара әрекеттесіп, көрінетін бөлшекпен тек қана оларды тіркеу қиындық туғызғандықтан ғана гравитациялық болып табылады.
6 сурет - Спиралды галактика NGC-1073. Сурет: NASA
Галактикалардың спиральді өрнектері - кең аумақтарда ортаның реттелген қозғалысына мысал бола алады. Спираль нышандарының ені мыңдаған парсектерді құрайды. Жүздеген мың жылдар аралығындағы спираль өрнектері де бар. Спираль өрнектерінің пайда болуы галактиканың айналуы, сондай ақ галактикалық ортада динамикалық тұрақсыздқтың қалыптасуымен тығыз байланысты. Айналудың бұрыштық жылдамдығы орталықтан қашықтау аралығының өсуімен кемиді. Бұрыштық жылдамдықтың арақашықтыққа тәуелділігі мынадай: галактикалық денелердің әр бір бөлігі жүйенің орталық аумағына еркін түсуі керек. Біраз уақыт аралығында денелердің таралуы жұлдыздар жүйесінің қақ радиусында орналасып, тұрақсыздықты қалыптастырады. Сыртқы аумақтар ішкі аумақтарға қарағанда ақырын айналуы есебінен, уақыт өте келе әркелкілік спиральға иірмектеледі. Дегенмен, үйлесетін пішінді кез кезген табиғаттың әркелкілігі жүзеге асырады. Мысалы, егер біраз уақыт аралығында тығыздықтың локальды ұлғаюы себебінен гравитациялық аумақта локаль ашынулар пайда болса, онда дискіге гравитациялық потенциалдың спираль толыны бағытталады. Бұл ауыспалы кернеудің аумағында тығыздық толқыны деп аталатын заттардың ауыспалы қоймалжыңы пайда болады. Біздің галактикамыздағы жұлдыздар жылдамдығының аумағын зерттеу арқылы спираль құрылымның толқындық процесс екендігін Кеңес үкіметінің астрономдары Е. Д. Павловская, Ю. Н. Мишуров и А. А. Сучковтар зерттеулерінде көрсетіп берді. Олар жұлдыздардың жылдамдық аумағы периодтық спираль құрылымға ие екендігін айтып өтті. Диск ауыспалы гравитациялық толқын аумағын он мың жыл ішінде жүріп өтеді. Ол арқылы пайда болатын қоймалжың жұлдыз жүйесінің айналым уақытының тәртібімен сатылы түрде айналу ағымымен қалыптасады (шамамен 100 млн.жыл). Галактикалардың жасы он миллиард жылдан астам. Спираль өрнегі айтарлықтай бейнеленген галактикалардың үлкен саны бақылау арқылы, спираль құрылым жүйенің ондаған аралығында қалыптасатынын айта аламыз. Сөйтіп, бұл құрылым әркелкі айналумен байланысқан өзгерістермен қалай болмасын күресуі қажет. Спираль құрылымның ұзақ мерзімді қалыптасуын түсіндіруде тығыздықтың толқын теориясының көмегі керек болады. Бұл тұжырым 1964 жылы америкалық астрофизиктер Ц. Лином және Ф. Шу тарапынан зерттелген. Бақыланатын галактикалық құрылымдар ортаның әркелкі әрекеттесуімен пайда болады. Ең бірінші модельге швед астрономы Б. Линдблад көмегімен 1947 жылы талдау жасалған болатын. Линдблад жұлдызды дискіге күштеп сығылған айналмалы орбиталардың эволюциясын қарастырып шықты. Жұлдыздардың коллективті өзара әрекеттесуі жүйенің сыртқы бөлігінде жұлдыздар орбитасының орналасуына қарағанда айтарлықтай тығыз таралғанын көрсетті. Бұл нығыздалу спираль құрылымына ие болып табылады. Спиральді толқындар жұлдыздар жүйесінде келесі тәртіппен қалыптасады. Жұлдыздардың коллективті гравитациялық аумағы жүйені сығуға ұмтылады. Радиал бағытта араласатын жұлдыз айналмалы жүйеде Кариолис күшімен сипатталады. Бұл күш жұлдызды бастапқы орбитаға жұлдыздардың айналуының орбиталдық моменті өзгермейтіндей етіп қайтаруға әрекет қылады. Нәтижеде жұлдыз эллипс бойымен қозғалады. Оның центрі галактика орталығының айналасында орбита бойымен қозғалады. Эпицикл бойынша бағытталу қозғалысы орбита бойымен қозғалыс бағытына қарама қарсы. Егер эпициклдік және орбиталдық қозғалыстар бір біріне тұра келетін болса, онда резонанс құбылысын байқауға болады. Резонанс маңында жұлдыздардың траекториясы тұрақсыз. Бұл Линдблда резонанстары облысында обиталардың таралуының тұрақтылығының қалыптасуы мүмкін емес. Мұнда жұлдыздар траекториясы араласып, орбиталардың тығылдалуы жоғалады. Сондықтанда спираль толқындар тек қана Линдблада резонанстарының аумақтарында ғана қалыптасуы мүмкін. Спираль толқынының Линдблда тығыздығының өмір сүру уақыты - галактиканың айналымының шамамен бір пертодын құрайды (бірнеше жүздеген миллион жыл). Спираль толқындар ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
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
0.1 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 ғасырдыңбасындаоғандейінгіқашықтықа нықталып, 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.
1) 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 ~1043 эргс, ал массалары 1010 МКүн болады. Барлық бұрысгалактикаларбірбелгімен '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 кмс) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактикалардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~1038-1045 эргс және 105-1013 МКүн 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 (2Rдиск3) 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 эргс, ал массалары 108-1012 МКүн аралықта өзгереді.
Басқа галактикалардан өзгешелініп, біздің Галактика бас әріппен жазылады. Біздің Галактика спиральды, құрамына 1011 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 2Rдиск3 қашықтықта орналасқан) айналу жылдамдығы максимал болып табылады (220-250 кмс құрайды). Күн мен оның төңірегіндегі жұлдыздар Галактика центрі бойымен толық бір айналымды шамамен 230 жыл ішінде жасайды. Бұл жұлдыздардың дөңгелектік қозғалыстан ауытқулары 20 кмс - 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 кмс 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(C), 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
I. 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.
Бүгінгі уақытта зерттелген галактикалардың толық саны миллиардтан асады. Суреттердегі жарықтың Таралуымен галактикалық құрылымдардың көрсетілуі олардың морфологиялық типтерін анықтайды. Қашықтықты тікелей бақылау және галактикалық заттың динамикасы арасында байланыс орнату қызықты болып келеді. Мысалы, Е-жүйеден Ir- жүйеге қарай галактика түсі өзгереді. Ir-галактикалар ең көгілдір, S-галактикалар қызғыштау, ал Е-галактикалар ең қызыл болып келеді.
Галактикалар кеңістікте қалай орналасқан? Хаббл бұл сұраққа ең алғашқы рет жауап беріп көрді. Ол аспан сферасының бірнеше аумақтарында галактика сандарының есептеулерін жүргізді және бірнеше Мпк өлшеміндегі галактикалардың топтамасын анықтады. Келесі зерттеулер барлық галактикалардың 70 % -ы топтамаларға кіретіндігін көрсетті. Галактикалардың кеңістіктік таралуын зерттеуде бақылау бағдарламасы жасалған. Бұл бақылау дүниедегі ең үлкен телескоп көмегімен (телескоптың айнасының диаметрі б м) Арнайы астрофизика обсерваториясында АН СССР жүзеге асырылады (Солтүстік Кавказ). Нәтижеде Солтүстік аспанның изоляцияланған бу галактикасының каталогы құрылды (И. Д. Караченцев 1972 ж.). Ұзындығы 500 кпк ға жететін мойыншақты елестететін галактикалардан түзілген алқалар бақыланып отыр. Бұл құрылымдар топтамаға кіреді. Мүмкін галактикалар жұлдыздар тәрізді отбасы болып өмір сүруді дұрыс көретін шығар. Топтамалар дұрыс және бұрыс болып екіге бөлінеді. Дұрыс топтамалар сфералық пішінге ие болып, он мыңдаған галактикалардан құралған. Галактикалардың дұрыс топтамасына бізден шамамен 100 Мпк қашықтықта орналасқан және 30 мыңнан артық құралған Вероника Шашы шоқжұлдызындағы галактика топтамасы жатады. Бұрыс топтамалар бар болғаны бірнеше ондаған және жүздеген галактикалардан құралады. Олар симметриялы болмайды және дұрыс топтамаларға қарағанда он есе кіші болып келеді. Бізге ең жақын орналасқан және айтарлықтай бай бұрыс топтама Бикеш шоқжұлдызында орналасқан болып, оған дейінгі қашықтық 20 Мпк ны құрайды. Бұл топтаманың құрамында 200 ге жуық галактика орналасқан. Сондай ақ бұл топтамаға біздің Галактика кіретін галактикалардың Жергілікті тобы жатады. Жергілікті топта Андромедтің Тұмандылығы және Галактика ең жарқын және ауқымды болып көрінеді. Олардың әр бірі байытылған серіктер отбасына ие. Галактика отбасына 14 ықшам эллипстік галактикалар, жұлдыздардың галактикадан тыс шар тәрізді топтамасы кіреді. Олардың арасындағы ең ірісі Магелланов бұлты болып табылады. Жергілікті топ галактиканың алып топтамасының құрамына кіреді. Оның ортасында Бикеш шоқжұлдызының бұрыс топтамасы орналасқан. Біздің алып топтамалы галактикамыздың жалпы саны 20 мың, оның диаметрі 60 Мпк. Онымен бірге көршілес Арыстан шоқжұлдызындағы алып топтама болып, оған дейінгі арақашықтық 140 Мпк ны құрайды. Аспан сферасындағы әр түрлі бағыттағы галактикалар санының есебі ең үлкен кеңістіктегі бір текті емес галактикалардың таралуы алқа немесе талшық ретінде орналасатындығын көрсетеді. Бұл ұяшықтар қабырғасының қиылысы тәрізді болып келеді. Әр бір ұяшық ішінде галактикалар аз, ал талшықтардың құрамында олардың саны көп болып келеді. Бос орын өлшемі шамамен 100 Мпк, ал талшықтың қалыңдығы 10 мпк ны құрайды. Галактикалардың үлкен топтамасы талшықтардың қиылысында орналасқан. Ұяшық құрылымының жеке фрагментін алып топтама деп атайды. Талшық және ұяшық қабырғасы ретінде орналасқан кең масштабты құрылым айтарлықтай үлкен жүйеге жинақталмай, бақыланатын Ғаламды кеңістңкпен орташа бір қалыпты толтырып отрады. Сөйтіп галактикалар бізге бақыланатын Ғаламның құрылысы, Ғаламды толтырып тұратын заттардың физикалық қасиеттері жайында мәлімет береді. Тағы да түсінетін көп мәселелер жатыр. Біз галактика аралық заттар, галактикалық ядро табиғаты, галактикалардың әр түрлі морфологиялық типтері арасындағы байланыс және Ғалам құрылысының табиғаты мен галактикалардың қалыптасуы қалай байланысқаны жайында аз білеміз. Галактикадан тыс астрономияның бүгіні мен болашағы өте қызықты. Оған бақылаулар мен теория жүзінде көптеген мәселелерді шешу қажет.
0.2 Спиралды галактикалар
Пример сурет
Спиральды галактикалар - спираль бойымен орналасқан екі салыстырмалы жарық нышандарымен сипатталады. Нышандар жарық ядроның ішінен (мұндай галактикалар S белгісімен сипатталады) немесе ядроның қиылысқан жарық қоспасының соңынан (SB болып белгінеді) шығады. Жеті қарақшы шоқжұлдызындағы М82 галактикасының уәкілі айқын көрініске ие емес. Ол негізінен ыстық көгілдір жұлдыздар мен олардың ыстығымен қыздырылған газды бұлттардан құралған. М82 бізден 6,5 миллион жарық жылына тең қашықтықта орналасқан. Мүмкін, шамамен миллион жыл бұрын оның орталық бөлігінде қуатты жарылыс болған деген болжам оның бүгінгі осындай пішінге ие болуының себебі шығар. Гончих Псов жоқжұлдызындағы М51 спиралды галактикасы спиралды жұлдыздар жүйесіндегі ең таңқаларлық галактикалардың бірі деп айтуға болады. Оларға дейінгі арақашықтық шамамен 8 миллион жарық жылын құрайды. Спираль нышандарының соңындағы қалыңдану құбылысы - бұл өздігінен дербес бұрыс галактика болып табылады. Жеке жарық жұлдыздар біздің галактикада орналасқан.
Спиралды галактикаларды сыртқы түріне қарай екі түрге бөлді: жалғастырғышы бар(белгіленуі Sb), жоқ (белгіленуі S) және ядроларының өлшеміне қарай үш түрге
1. Sa (ең ірі ядро);
1 - сурет. Sа галактика
1. Sb (орташа ядро);
4 - сурет. Sb галактика
2. Sc (кіші ядро), сол сияқты Sba, Sbb, Sbc деп бөлінеді.
5 - сурет. Sc галактика
Спиралды галактикалар нышандарының жапырақтылығына қарай а, в, с типтеріне бөлінеді. Олардың ішіндегі бірінші топтың нышандары аморфты, екінші сыныптағылар біраз жапырақты, ал үшінші топтағылар өте жапырақты болып келеді. Олардың ядросы жарық емес және кішілеу болады. ХХ ғасырдың 40-жылдарында У.Бааде (АҚШ) спиралды нышандардың жапырақтылығы және олардың көгілдірлігі олардағы жанып тұратын көгілдір жұлдыздардың құрамының артуын және олардың топтасу мен диффузиялық тұмандылығын түсіндіріп берді. Спиралды галактикалардың орталық бөлігі нышандарға қарағанда сарғыштау болып келеді және ескі жұлдыздардан құралады (Бааде бойынша екінші типтердің шоғырлануы немесе сфералық құрылымның шоғырлануы). Ал жалпақ спиральды нышандар жаға жұлдыздардан құралады (бірінші типтердің орналасуы немесе жалпақ құрамдылардың шоғырлануы).
Кеңістікте жұлдыздардың орналасу тығыздығы спиралды галактикалардың экваторлық жазықтыққа қарай жақындауы арқылы ұлғаяды. Бұл жазықтық жүйенің симметриялық жазықтығы болып табылады. Осылайша жұлдыздардың көп бөлігі галактика орталығында өз орбитасында айналуы оған жақын болып қала береді. Оның айналу периоды 10^7 - 10^9 жылды құрайды. Бұл кезде ішкі бөлшектер қатты дене тәрізді айналады, ал периферияда бұрыштық және сызықтық айналу жылдамдығы орталықтан қашықтаған бетте азая түседі. Дегенмен кейбір жағдайларда ядроның ішіндегі ядродан кіші ядрошық ("керн") барлық айналып жатқан бөлшектерге қарағанда өте жылдам айналады. Сондай ақ жалпақ жұлдыздар жүйесі болып табылатын бұрыс галактикаларда осылайша айналады.
Спиралды галактикалар құрамында жарықты жұтатын шаң тәрізді денелер көп мөлшерде жинақталған. Ол барлық массасың бірнеше мыңдаған мөлшерін құрайды. Экваторлық жазықтықта шаң тәрізді денелердің концентрациялануы нәтижесінде галкатикаларда қараңғы сызықтардың туындауына себепші болады. Бұл сызықтар бізге қабырғасымен орналасып, веренет тәрізді күйде көрінеді.
Радиоастрономиялық бақылаулар галактикаларда бейтарап сутегінің жинақталуын анықтауға мүмкіндік берді. Оның массасы Sa типтегі спиралды галактикаларда айтарлықтай аз болып, Sb құрамында бірнеше пайызды құрайды және Sc галактикаларындағы жұлдыздардың массасының 10% на дейін жетеді.
Негізінен бейтарап сутегі жіңішке экваторлық қабатта орналасқан газ тәрізді түзілген галактикалардың басты бөлігі болып табылады. Бірақ жеке бұлттар одан алыс жерлерде де бақыланады. Яғни бұл жерде оны иондап, сауле тарататын жағдайға дейін алып келетін айтарлықтай жарық жұлдыздар болмайды.
Спиралды галактикалар орталықтанған сфералық ядро тәрізді жалпиған жұлдыздар жүйесі болып табылады. Олар екі немесе одан да көп жиі жапырақтанатын спиралды нышандарға ие. Галактикалардың спиралды нышандарында олардың ең жарық және жаңа жұлдыздары, жарқырайтын тұмандылық (ионизацияланған сутегі аумағында), жаңа топтамалар және жұлдыздардың ассоциациясы жинақталған. Дәл осы себепті спиралды өрнектер өте алшақтаған галактикаларда айқын бейнеленеді. Бірақ дегенмен спиралды нышандардың құрамы әрбір галактиканың толық массасының бар болғаны бірнеше пайызын ғана құрайды. S-галактикалардағы жұлдыздардың негізгі массасы жаппай дискіні құрайды. Галактикалық ядроның құрамына жұлдыздар мен газдар кіреді. Ядрода толық галактика массасының жүзден бір бөлігі орналақан. Кейбір галактикаларда негізгі энергия тарату процесі ядрода жүзеге асады. В. А. Амбарцумян бұл құбылысты галактиканың ядролық белсенділігі деп атады. Белсенді ядроға ие алып спиральді галактикалар сейфертовский атауына ие болды. Олардың жүйелік зерттеулерін 1943 жылы К. Сейферт (АҚШ) жүзеге асыра бастады. Сейферт бұл галактикалардың спектрлерінде сутегінің өте кең эмиссиялық сызықтарын, гелий, ионизацияланған темір элементтерін анықтады. Әдетте галактикаларда эмиссиялық сызықтар газдарға, О,В (ионизацияланған сутегі аумағы) спектр сыныптарындағы иондалған жарық жұлдыздарының сәулеленуіне, сонымен қатар О,В (ионизацияланған сутегі аумағы) жұлдыздарының өздеріне ғана тиесілі болатын. Бұл жағдайда сызықтардың ені жұлдыздардың жылдамдығына сәйкес келеді. Бұл жылдамдық мәні шамамен 200 кмс ты құайды. Сейферт анықтаған сызықтардың ені бірнеше кмс қа сәйкес келеді. Бүгінгі күнде жылдамдығы 30000 кмс жылдамдыққа сай келетін сейферт галактикаларының өте кең сызықтары белгілі. Сейферт галактикаларының кең сызықтарын атом және иондардағы рұқсат етілген ығысуларға жатқызуғға болады. Себебі, олар тығыз газдарда қалыптасады. Ионизацияланған сутегінің қарапайым зоналарында тыйым салынған сызықтар бақыланады. Электрон өз бетімен айтарлықтай төмен энергетикалық күйге өтуі және квант жарығында сәулеленбегейінше өте сиретілген бұлттарда электрондардың қоған күйлері уақыт өте келе ұзақ сақталады. Тығыз бұлттарда атомдар мен иондар айтарлықтай жиі соғысады, сондықтан да қозған күйдегі электронның энергиясы соқтығысатын бөлшектердің кинетикалық энергиясымен соқтығысу нәтижесінде өтеді. Бұл энергия квантты сәулелену күйінде жарқырап үлгермейді. Тығыз бұлттарда сәулелену тек қана рұқсат етілген сызықтарда ғана жүзеге асады. Мұнда олардың қозған күйі бөлшектердің соқтығысу арасындағы уақытқа қарағанда өмірінің өте қысқа мерзіміне сәйкес келеді. Сейферт галактикаларының спектрінде рұқсат етілген сызықтардың үлкен ені тығыз бұлттардың жоғары қозғалыс жылдамдығына тура келеді. Бұл галактикалардың спектрінде тыйым салынған сызықтар да бақыланады. Бұл сызықтардың ені 500 кмс жылдамдықты құрайды. Тыйым салынған сызықтарда күкірт, азот, оттегі, неон, темір элементтері жарқырайды. Сонымен қатар ионизациялаудың өте үлкен сызықтары да кездеседі. Сейферт галактикаларының ядросы радиодан бастап рентген диапазонынна дейін қуатты сәулелену көздері болып табылады. Ядроның толық жарқырауы барлық галактикалардағы жүздеген миллиард жұлдыздардың жалпы жарықтылығынан айтарлықтай асып түседі. Мысалы, NGC 1068 ядросының оптикалық жарықтылығы 5 :: 108Lo, ал инфрақызыл 1011L0, галактиканың жұлдызды жарықтылығы шамамен 5 :: 1010L0 ға тең. Ядроның сәулелену спектрі жанатын плазманың жылулық сәулеленуімен, синхротонды сәулеленумен және кері комптон эффектімен анықталады. Ядродағы негізгі энергия генераторы өздігінен алып қара денені елестетеді (оның массасы шамамен 108М(C)). Есептеулер бойынша мұндай қара дененің аумағына жақындайтын процестер негізінде сейферт галактикаларының ядросында энергия бөлінуін қамтамасыз ете алады. Белсенді ядролы галактикалар құрамына Б. Е. Маркарянның көгілдір галактикаларын жатқызуға болады (әр түрлі морфологиялық типтердің 500 ден астам объектілері). М. А. Аракелян және Э. А. Дибай зерттеулерінде Маркарян галактикасының ауытқыған көгілдір түсін түсіндіретін екі модель талқыланды. Бұлар интенсивті жұлдыз түзілу мен осы эллипстік галактикалардың ядросының белсенділігі. Бөгеті бар спиральдар бөгетті қалыптастыратын айтарлықтай керілген ядроға ие. Бөгеттердің соңына жақындай келе спиралды нышандар қалыптасады. S және Sb спиральдары сәйкес ядроның өлшемімен нышандардың иірмектілігіне тәуелді түрде a,b,c топшаларына бөлінеді. Ядро a тобынан с тобына қарай кішірейеді, ал спираль нышандар айтарлықтай қиын иірмектеледі. Спираль галактикалардың жұлдызды құрамының спектрлік талдауы негізінде, Sa дан Sc ге өту кезінде А, В, О деп аталатын жас жарқыраған жұлдыздар бөлігі өседі. Sc галактикалары Sa-галактикаларына қарағанда айтарлықтай көгілдір түске ие. Әр түрлі типтегі галактикалардың спиральдарының иірмектелу дәрежесі LB біркелкі жарықталумен бірдей болатыны қызықты болып табылады. Sa- жүйедкгі бірдей LB кезіндегі масса Sc-жүйеге қарағанда көбірек. Сондықтанда Sa спиральдарының иірмектілік дәрежесі Sc-галактикасының аз массасымен бірдей. Спиралды галактикалардың айналу жылдамдығы спираль нышандардың иірмектілігінің азаю дәрежесіне қарай артады. Sa галактикалары айтарлықтай аумақты, ықшам және Sc-галактикаларына қарағанда жылдамрақ айналады. Sa галактикаларының айналу жылдамдығы 300 кмс, Sb 220 кмс, ал Sc 175 кмс құрайды. Осы барлық ерекшеліктер галактикалардың динамикалық эволюциясы және жұздыз түзілудің бөлшектерімен байланысты. Америкалық Р. Б. Тулли және Дж. Фишер астрономдары спиралды галактика жарық болған сайын оның айналу жылдамдығы артатынын зерттеді. Мұнда LB ~ v3. Спиральді галактикалардың дискілері жұлдыздар және олардың топтамасынан, шаң бұлттар мен газдардан құралған. Мұндағы газдың массасы шамамен 10% ды құрайды. S-галактикалардағы массаның таралуы мен денелердің қозғалысы бірқалыпсыз. Оны ең алдымен қисық айналу бойынша зерттейді. Оптикалық спектрлердің көмегімен қисық айналуларды анықтаудың үлкен бағдарламасы 70-жылдардың аяғынан бастап америкалық астроном В. Рубин және оның серіктестерінің Китт Пик және Серро Тололо обсерваториясындағы зерттеулерінен юасталды. Қисық айналуларды алу үшін бүгінгі күнде ионизацияланған газ және жұлдыздардың сәулеленуінің оптикалық спектрлері, жұлдыз аралық ортаның жұтылу спектрлері, 21 см сутегі сызықтары пайдаланылады. Зерттеулердің негізгі нәтижесі қисық айналудағы жалпақ құйрықтардың қалыптасуы болып табылады. Мұнда айналу жылдамдығы қашықтықтаумен сиректелмей, керісінше газдардың анықталу шегіне дейін тұрақты болып қала береді. Егер ол гравитациялық аумақтағы тек қана көрінетін дискіде ғана емес, сондай ақ дискіні қоршаған ауқымды қараңғы галода қозғалатын болса, галактикадағы жұлдыз дискілерінен бастап үлкен қашықтықтардағы газдардың бақыланатын қозғалысын түсіндіруге болады. Қисық айналу нәтижелері көрсетіп тұрғандай, гало массасы жұлдызды дискілер массасынан шамамен он есе артық болып келеді. Галактикалық галоның бар екендігін болжау Рубин зерттеулеріне дейін анықталған болатын. 1973 жылы Дж. Острайкер және П. Пиблс (АҚШ) гравитацияланатын бөлшектердің динамикалық жүйесін сандық моделдеу кезінде өздігінен гравитацияланатын айналмалы дискінің берік емес екендігін анықтады. Ол тез деформацияланып, диск жазықтығындағы бөлшектердің реттелген қозғалысы орбита бойымен әр түрлі жазықтықтардың хаостық қозғалысына қарай ығысады. Диск эллипсоидқа айналады. Острайкер и Пиблс егер жүйенің барлық массасының үлкен бөлігі айналмайтын сфералық жүйеде орналасса ғана, дискінің берік болатынын зерттеді. Мұндай жүйе ретінде галоны да айтуға болады. Гало галактикалардың тікелей тіркеуі қазірде жоқ. Мүмкін, олар жарықтылығы төмен болып келетін сөнген жұлдыздар немесе аз ауқымды жұлдыздар көмегімен қалыптасқан шығар. Бұл жұлдыздар орнын ауыстыруға мүкін болатын айтарлықтай жеткілікті жоғары сыртқы жарықтылықты пайда қылуға әлсіз болып табылады. Осы секілді құрам радиусы шамамен 1,5 кпк болатын ішкі галоға ие. Өлшемі ондаған кпк болатын сыртқы гало шамамен ұзақ өмір сүретін, ауқымды қарапайым бөлшектерден құралған. Бұл бөлшектер аксиондар, фотино, гравитино және космино. Бұл бөлшектер өзара әрекеттесіп, көрінетін бөлшекпен тек қана оларды тіркеу қиындық туғызғандықтан ғана гравитациялық болып табылады.
6 сурет - Спиралды галактика NGC-1073. Сурет: NASA
Галактикалардың спиральді өрнектері - кең аумақтарда ортаның реттелген қозғалысына мысал бола алады. Спираль нышандарының ені мыңдаған парсектерді құрайды. Жүздеген мың жылдар аралығындағы спираль өрнектері де бар. Спираль өрнектерінің пайда болуы галактиканың айналуы, сондай ақ галактикалық ортада динамикалық тұрақсыздқтың қалыптасуымен тығыз байланысты. Айналудың бұрыштық жылдамдығы орталықтан қашықтау аралығының өсуімен кемиді. Бұрыштық жылдамдықтың арақашықтыққа тәуелділігі мынадай: галактикалық денелердің әр бір бөлігі жүйенің орталық аумағына еркін түсуі керек. Біраз уақыт аралығында денелердің таралуы жұлдыздар жүйесінің қақ радиусында орналасып, тұрақсыздықты қалыптастырады. Сыртқы аумақтар ішкі аумақтарға қарағанда ақырын айналуы есебінен, уақыт өте келе әркелкілік спиральға иірмектеледі. Дегенмен, үйлесетін пішінді кез кезген табиғаттың әркелкілігі жүзеге асырады. Мысалы, егер біраз уақыт аралығында тығыздықтың локальды ұлғаюы себебінен гравитациялық аумақта локаль ашынулар пайда болса, онда дискіге гравитациялық потенциалдың спираль толыны бағытталады. Бұл ауыспалы кернеудің аумағында тығыздық толқыны деп аталатын заттардың ауыспалы қоймалжыңы пайда болады. Біздің галактикамыздағы жұлдыздар жылдамдығының аумағын зерттеу арқылы спираль құрылымның толқындық процесс екендігін Кеңес үкіметінің астрономдары Е. Д. Павловская, Ю. Н. Мишуров и А. А. Сучковтар зерттеулерінде көрсетіп берді. Олар жұлдыздардың жылдамдық аумағы периодтық спираль құрылымға ие екендігін айтып өтті. Диск ауыспалы гравитациялық толқын аумағын он мың жыл ішінде жүріп өтеді. Ол арқылы пайда болатын қоймалжың жұлдыз жүйесінің айналым уақытының тәртібімен сатылы түрде айналу ағымымен қалыптасады (шамамен 100 млн.жыл). Галактикалардың жасы он миллиард жылдан астам. Спираль өрнегі айтарлықтай бейнеленген галактикалардың үлкен саны бақылау арқылы, спираль құрылым жүйенің ондаған аралығында қалыптасатынын айта аламыз. Сөйтіп, бұл құрылым әркелкі айналумен байланысқан өзгерістермен қалай болмасын күресуі қажет. Спираль құрылымның ұзақ мерзімді қалыптасуын түсіндіруде тығыздықтың толқын теориясының көмегі керек болады. Бұл тұжырым 1964 жылы америкалық астрофизиктер Ц. Лином және Ф. Шу тарапынан зерттелген. Бақыланатын галактикалық құрылымдар ортаның әркелкі әрекеттесуімен пайда болады. Ең бірінші модельге швед астрономы Б. Линдблад көмегімен 1947 жылы талдау жасалған болатын. Линдблад жұлдызды дискіге күштеп сығылған айналмалы орбиталардың эволюциясын қарастырып шықты. Жұлдыздардың коллективті өзара әрекеттесуі жүйенің сыртқы бөлігінде жұлдыздар орбитасының орналасуына қарағанда айтарлықтай тығыз таралғанын көрсетті. Бұл нығыздалу спираль құрылымына ие болып табылады. Спиральді толқындар жұлдыздар жүйесінде келесі тәртіппен қалыптасады. Жұлдыздардың коллективті гравитациялық аумағы жүйені сығуға ұмтылады. Радиал бағытта араласатын жұлдыз айналмалы жүйеде Кариолис күшімен сипатталады. Бұл күш жұлдызды бастапқы орбитаға жұлдыздардың айналуының орбиталдық моменті өзгермейтіндей етіп қайтаруға әрекет қылады. Нәтижеде жұлдыз эллипс бойымен қозғалады. Оның центрі галактика орталығының айналасында орбита бойымен қозғалады. Эпицикл бойынша бағытталу қозғалысы орбита бойымен қозғалыс бағытына қарама қарсы. Егер эпициклдік және орбиталдық қозғалыстар бір біріне тұра келетін болса, онда резонанс құбылысын байқауға болады. Резонанс маңында жұлдыздардың траекториясы тұрақсыз. Бұл Линдблда резонанстары облысында обиталардың таралуының тұрақтылығының қалыптасуы мүмкін емес. Мұнда жұлдыздар траекториясы араласып, орбиталардың тығылдалуы жоғалады. Сондықтанда спираль толқындар тек қана Линдблада резонанстарының аумақтарында ғана қалыптасуы мүмкін. Спираль толқынының Линдблда тығыздығының өмір сүру уақыты - галактиканың айналымының шамамен бір пертодын құрайды (бірнеше жүздеген миллион жыл). Спираль толқындар ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz