Бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 4
1 ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 5
1.1 Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... ... .. 5
1.2 Галактикаларды фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 16
1.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 16
1.2.3 Шолу шектері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 18
1.3 Галактикалардың классификациясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 21
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар ... ... ... ... 21
1.3.2 Хаббл реттілігі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 22
1.3.3 Хабблдың қайта қаралған реттілігі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 27
1.3.4 Ж. де Вокулёр жүйесі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 28
1.4 Энтропия және эволюция параметрі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 31
1.4.1 Ашық жүйелер эволюциясының әмбебап энтропиялық
Заңдылықтары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
32
2 БІРТЕКТІ ЕМЕС ГАЛАКТИКАЛАР ҚҰРЫЛЫМЫН ЭНТРОПИЯЛЫҚ ТАЛДАУ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
36
2.1 Бейсызық жүйелердегі бифуркациялар ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 36
2.2 Галактикалардың екі өлшемді энтропиясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 44
2.2.1 Біртектілік дәрежесін ескерілген екі өлшемді объектілердің информациялық энтропиясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 44
2.3 Зерттеу нәтижелері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 48
2.3.1 Айнымалы жұлдыздардың энтропиялық талдауы ... ... ... ... ... ... 48
2.3.2 Галактикаларды энтропиялық талдау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 51
ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 59
ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 60
1 ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 5
1.1 Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... ... .. 5
1.2 Галактикаларды фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 16
1.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 16
1.2.3 Шолу шектері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 18
1.3 Галактикалардың классификациясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 21
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар ... ... ... ... 21
1.3.2 Хаббл реттілігі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 22
1.3.3 Хабблдың қайта қаралған реттілігі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 27
1.3.4 Ж. де Вокулёр жүйесі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 28
1.4 Энтропия және эволюция параметрі ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 31
1.4.1 Ашық жүйелер эволюциясының әмбебап энтропиялық
Заңдылықтары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
32
2 БІРТЕКТІ ЕМЕС ГАЛАКТИКАЛАР ҚҰРЫЛЫМЫН ЭНТРОПИЯЛЫҚ ТАЛДАУ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
36
2.1 Бейсызық жүйелердегі бифуркациялар ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 36
2.2 Галактикалардың екі өлшемді энтропиясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 44
2.2.1 Біртектілік дәрежесін ескерілген екі өлшемді объектілердің информациялық энтропиясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 44
2.3 Зерттеу нәтижелері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 48
2.3.1 Айнымалы жұлдыздардың энтропиялық талдауы ... ... ... ... ... ... 48
2.3.2 Галактикаларды энтропиялық талдау ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 51
ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 59
ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 60
Қазіргі уақытта физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге үлкен көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуіне байланысты бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді оның ішінде айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтарды, галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Ғаламшардағы ара-қашықтықтарды анықтау жұлдыздардың абсолют өлшемдері мен физикалық сипаттамаларын байланыстыратын заңдылықтарға негізделеді. Оларды зерттеу жұлдыздар құрылымын түсінуге маңызды мағлұмат береді. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейе береді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпараттың қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне сәйкесінше тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисығынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістері бере алады.
Жұмыстың мақсаты бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпараттың қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне сәйкесінше тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисығынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістері бере алады.
Жұмыстың мақсаты бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
1. Мандельброт Б. Фрактальная геометрия природы. – М.: Институт компьютерных исследований, 2002. – 656 с.
2. Кондратьева Л.Н. Спектральная и фотометрическая переменность объекта He2-446 // Известия МОН РК. − 2006. - №4. - С.48-60.
3. Ю.В. Барышев, П. Теерикорпи. Фрактальный анализ крупномасштабного распределения галактик. – Бюл. Спец. астрофиз. обсерв., 59, 2006, 92-160 с.
4. Zhanabaev Z.Zh. Information properties of self-organizing systems // Rep.Nat. Acad. Of Science RK. – 1996. No 5. – p. 14-19.
5. Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем // Мат. 5-й Межд.конф. «Хаос и структ. в нелин. сист.», 15-17 июня, 2006. Астана. –Ч.1. - С. 15-23.
6. Жанабаев З.Ж., Алмасбеков Н.Е., Иманбаева А.К., Манапбаева А.Б., Ахтанов С.Н. Защита информации динамическим хаосом с фазовымуправлением.// Материалы 7-й международной научной конф. «Хаос и структ. В нелин. сист», 15-17 июня, 2010. Караганда. – С. 13-20.
7. Жанабаев З.Ж. Информационные свойства самоорганизующихся систем. // Докл. НАН РК,- 1996. №5.с.14-19.
8. Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем // Мат. 5-й Межд.конф. «Хаос и структ. в нелин. сист.», 15-17 июня, 2006. Астана. – Ч.1. - С. 15-23.
9. Zhanabaev Z.Zh., Obobshchennaya metricheskaya kharakteristika dinamicheskogo khaosa // Materialy VIII Mezhdunarodnoi shkoly “Khaoticheskie avtokolebanya i obrazovanie struktur ” – Saratov, 2007. s. 67-68
10. Zhanabaev Z.Zh. And Akhtanov S.N., New method of investigating of bifurcation regimes by use of realizations from a dynamical system. Vestnik KazNU, seriya fizicheskaya, 2013.
11. З.Ж. Жанабаев, С.Н. Ахтанов, Универсальное Отображение Перемежаемости, Вестник КазНУ, 2011, с. 15-25.
12. З.Ж. Жанабаев., С.Н.Ахтанов, Информационная энтропия неоднородных динамических систем, Вестник КазНУ, 2013, с. 57-68.
13. http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/
14. http://www.aavso.org/data/download/
15. http://astronet.ru
2. Кондратьева Л.Н. Спектральная и фотометрическая переменность объекта He2-446 // Известия МОН РК. − 2006. - №4. - С.48-60.
3. Ю.В. Барышев, П. Теерикорпи. Фрактальный анализ крупномасштабного распределения галактик. – Бюл. Спец. астрофиз. обсерв., 59, 2006, 92-160 с.
4. Zhanabaev Z.Zh. Information properties of self-organizing systems // Rep.Nat. Acad. Of Science RK. – 1996. No 5. – p. 14-19.
5. Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем // Мат. 5-й Межд.конф. «Хаос и структ. в нелин. сист.», 15-17 июня, 2006. Астана. –Ч.1. - С. 15-23.
6. Жанабаев З.Ж., Алмасбеков Н.Е., Иманбаева А.К., Манапбаева А.Б., Ахтанов С.Н. Защита информации динамическим хаосом с фазовымуправлением.// Материалы 7-й международной научной конф. «Хаос и структ. В нелин. сист», 15-17 июня, 2010. Караганда. – С. 13-20.
7. Жанабаев З.Ж. Информационные свойства самоорганизующихся систем. // Докл. НАН РК,- 1996. №5.с.14-19.
8. Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем // Мат. 5-й Межд.конф. «Хаос и структ. в нелин. сист.», 15-17 июня, 2006. Астана. – Ч.1. - С. 15-23.
9. Zhanabaev Z.Zh., Obobshchennaya metricheskaya kharakteristika dinamicheskogo khaosa // Materialy VIII Mezhdunarodnoi shkoly “Khaoticheskie avtokolebanya i obrazovanie struktur ” – Saratov, 2007. s. 67-68
10. Zhanabaev Z.Zh. And Akhtanov S.N., New method of investigating of bifurcation regimes by use of realizations from a dynamical system. Vestnik KazNU, seriya fizicheskaya, 2013.
11. З.Ж. Жанабаев, С.Н. Ахтанов, Универсальное Отображение Перемежаемости, Вестник КазНУ, 2011, с. 15-25.
12. З.Ж. Жанабаев., С.Н.Ахтанов, Информационная энтропия неоднородных динамических систем, Вестник КазНУ, 2013, с. 57-68.
13. http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/
14. http://www.aavso.org/data/download/
15. http://astronet.ru
РЕФЕРАТ
Дипломдық жұмыс 60 беттен, 1 кестеден, 37 суреттен, 15 әдебиеттен тұрады.
Негізгі ұғымдар: бифуркация, екі өлшемді энтропия, өзұқсас және өзаффинді энтропия, энтропия-метрикалық диаграмма, фракталдық талдау.
Жұмыстың мақсаты: бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
Зерттеу әдістері: зерттеу MatLab компьютерлік модельдеу ортасында, айнымалы жұлдыздардың бифуркациялық диаграммасын, галактикалардың энтропия-метрикалық диаграммаларын тұрғызу арқылы жүргізілді.
Алынған нәтижелер: айнымалы жұлдыздардың бифуркациялық диаграммасы мен галактикалардың энтропия-метрикалық диаграммалары алынды.
Жұмыстың жаңалығы: галактикалардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа мазмұнды жаңалықты бейсызық физика әдістері де қолдана алады.
МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
4
1
ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
5
1.1
Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... .
5
1.2
Галактикаларды фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... .
16
1.2.3 Шолу шектері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
18
1.3
Галактикалардың классификациясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
21
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар ... ... ... ...
21
1.3.2 Хаббл реттілігі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
22
1.3.3 Хабблдың қайта қаралған реттілігі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ...
27
1.3.4 Ж. де Вокулёр жүйесі ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
28
1.4
Энтропия және эволюция параметрі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ..
31
1.4.1 Ашық жүйелер эволюциясының әмбебап энтропиялық
Заңдылықтары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
32
2
БІРТЕКТІ ЕМЕС ГАЛАКТИКАЛАР ҚҰРЫЛЫМЫН ЭНТРОПИЯЛЫҚ ТАЛДАУ ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
36
2.1
Бейсызық жүйелердегі бифуркациялар ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... .
36
2.2
Галактикалардың екі өлшемді энтропиясы ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ...
44
2.2.1 Біртектілік дәрежесін ескерілген екі өлшемді объектілердің информациялық энтропиясы ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
44
2.3
Зерттеу нәтижелері ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
48
2.3.1 Айнымалы жұлдыздардың энтропиялық талдауы ... ... ... ... ... ...
48
2.3.2 Галактикаларды энтропиялық талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ...
51
ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
59
ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ...
60
КІРІСПЕ
Қазіргі уақытта физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге үлкен көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуіне байланысты бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді оның ішінде айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтарды, галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Ғаламшардағы ара-қашықтықтарды анықтау жұлдыздардың абсолют өлшемдері мен физикалық сипаттамаларын байланыстыратын заңдылықтарға негізделеді. Оларды зерттеу жұлдыздар құрылымын түсінуге маңызды мағлұмат береді. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейе береді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпараттың қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне сәйкесінше тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисығынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістері бере алады.
Жұмыстың мақсаты бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
1 ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ
1.1 Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау
Қазіргі таңда фракталдар мен мультифракталдар теориясытүрлі физикалық жағдайларда байқалатын өзұқсас қасиеттерді және күрделі скейлингті сипаттау үшін кеңінен пайдаланылады. Фракталдар қатарына геометриялық объектілер - қатты тілімденген пішінге ие және масштабтардың кең диапазонында әлдебір қайталанушылықты көрсететін сызықтар, беткейлер, денелер жатады. Қайталанушылық толық (бұл жағдайда тұрақты фракталдар туралысөз болады) немесе кездейсоқтықтың кейбір элементтері байқалуы мүмкін (мұндайфракталдарды кездейсоқ фракталдар деп атайды). Кіші масштабтардағы кездейсоқ фракталдардың құрылымы бүкіл объктінің құрылыма сәйкес болып табылмайды, алайда олардың статистикалық сипаттамалары сәйкес келеді, өзұқсас қасиеттері объектіні статистикалық тұрғыдан тәуелсіз іске асыру бойынша орташаландырудан кейін сақталады.
Фракталдарға сандық сипаттама беру үшін, бір ғана шаманың - масштабы өзгерген жағдайда геометриясының немесе статистикалық сипаттамасының сақталуы қамтамасыз ететін Хаусдорф өлшемділігі немесе скейлинг көрсеткіші жеткілікті. Алайда, физикада, химияда, биологияда және басқа да ғылымдарда фракталдардың скейлингтің бір ғана көрсеткішінен артық көрсеткіштерге ие күрделі құрылымдарға таралуын қажет ететін көптеген құбылыстар кездеседі. Мұндай құрылымдар көрсеткіштердің тұтас спектрімен жиі сипатталады, Хаусдорф өлшемділігі олардың бірі ғана болып табылады.
Бастапқыда фрактал ұғымы физикада жағалау сызығының ұзындығын анықтау туралы мәселемен байланысты туындады. Қолда бар жергілікті карта бойынша оны өлшеу кезінде, қызықты бір дерек айқындалды - неғұрлым ірі масштабты карта алынатын болса, осы жағалау соғұрлым ұзын болып көрінеді.
Негізінде, осы өлшемдердің нәтижесі түрліше болады екен. Масштабты кішірейткенде, ұзындықтың барған сайын үлкен мәндеріне ие боламыз. Біртегіс қисықтан айырмашылығы, теңіз жағалауының сызығы көбіне тілімденгені соншалық (ең кішкентай масштабтарға дейін), буыны ұзындығы кішірейген сайын, L шамасы - жағалау сызығының ұзындығы - түпкі шекке ұмтылмауы, дәрежелік заң бойынша ұлғаюы тиіс:
(1.1)
мұнда D 1 - дәреженің кейбір көрсеткіші, ол жағалау сызығының фракталды өлшемділігі деп аталады. D шамасы неғұрлым үлкен болса, осы жағалау сызығы соғұрлым тілімденген болып табылады. (1.1) тәуелділігінің келіп шығуы интуициялық тұрғыдан түсінікті: неғұрлым кіші масштабты пайдалансақ, соғұрлым кіші жағалау бөлшектері ескеріледі және өлшенетін ұзындыққа үлес береді. Керісінше, масштабты ұлғайта отырып, біз L ұзындығын азайту арқылы жағалауды түзулейміз.
Қатты масштабтың көмегімен жағалау сызығының ұзындығын L анықтау үшін, қадам жасау керек, мұнда L шамасы-ден заңы бойынша N -ге тәуелді болатындай етіп өзгереді. Нәтижеде масштаб кішірейген сайын жағалау сызығының ұзындығы шексіз ұлғая түседі. Бұл жағдай фракталды сызықты кәдімгі біртегіс сызықтан (шеңбер, эллипс типі) бірден ерекшелейді, аппроксимациялаушы сынған L ұзындығының шегі оның буынының ұзындық нөліне ұмтылғанда, түпкілікті болады. Нәтижеде біртегіс қисық үшін оның фракталды өлшемділігі D = 1 болады, яғни топологиялыққа сәйкес келеді.
d - фракталды объект тұратын кеңістіктің қарапайым Евклид өлшемділігі болсын делік (d = 1 - сызық, d = 2 - жазықтық, d = 3 - кәдімгі үш өлшемді кеңістік). Енді осы объектіні тұтас d-өлшемді радиус шарларымен жабайық. Бұл үшін кемінде шар қажет делік. Сөйтіп, егер жеткілікті кіші жағдайында шамасы -ден дәрежелік заң бойынша өзегеретін болса,
(1.2)
онда D - осы объектінің хаусдорфтық немесе фракталды өлшемділігі деп аталады.
(1.2) формуласын келесі түрде де қайта жазуға болады:
(1.3)
Бұл D фракталды өлшемділігінің жалпы анықтамасы қызметін атқарады. Осыған сәйкес D шамасы осы объектінің жергілікті сипаттамасы болып табылады.
Реттілік пен ретсіздік мәселесі динамикалық астрономияда маңызды қосымшаға ие. Динамикалық жүйелердің көптеген басты ұғымдары өз мәнін галактикалық, жұлдыздық және планеталық құрылымдар және олардың эволюциясы туралы заманауи түсініктерден табады. Бұл түсініктер аналитикалық және басқа да сандық әдістерді пайдалана отырып, N - дене мәселесін қоса алғанда, аспан және статистикалық механикадан алынған жақсы танымал мысалдармен нығайтылады. Сондықтан динамикалық астрономия - бұл гидродинамика, геофизика, биология, плазма физикасы, космология және т.б. сияқты заманауи ғылымдардың басқа да көптеген салаларымен қатар реттілік пен ретсіздіктің іргелі тұжырымдамалары көрініс табатын сала деп айтуға болады.
Динамикалық астрономияның кейбір жалпы тұжырымдамалары жұлдыз - галактикалық және планеталық жүйелер бақылауымен нығайтыла түседі. Ретілік пен ретсіздіктің үйлесімін галактикалардың құрылымы мен динамикасының маңызды тетігі деп санау керек. Олардың шектелген саны ғана сфералық потенциалмен сипатталады, алайда көпшілігі өстік немесе үшөстік симметрияға ие. Соңғы жағдайда потенциал қатты деформацияланып, күшті реттелмеген бейберекет қозғалыстар орын алады.
Жұлдыздардың, галактикалардың үлестіруі, галактикалар шоғыры және тағы сол сияқты материялар ілгеріден бері әуесқойларды да, мамандарды да қызықтырып келеді, алайда кластеризация астрофизикада әлі күнге зерттелмеген. Негізгі мәселелердің бірі - неліктен материялардың үлестіруі тұрақсыз иерархиялық заңдарға, ең болмағанда, масштабтардың белгілі бір диапазонында бағынады.
Жағдайды іргелі ұстаным тұрғысынан қарастыра отырып, тұрақсыз иерархиялық заңдарға қатысты болмау ниеті оны математикалық тұрғыдан сипаттайтын аспаптардың болмауынан келіп шықса керек. Статистикадан екі жорамалдың ішінен мұқият зерттелген деп біреуін ғана таңдау талап етіледі.
Алдыңғы жұмыстарда [1, 127 б.] деректерді масштабтық-инварианттық фракталды тозаң туралы ұғым аясында түсіндіруге болады деп тұжырымдайтын жұлдыздар мен галактикалардың теориясы ұсынылды. Жұлдыздар мен галактикалардың таралуы кейбір өзұқсас аумақты құрайды, оның ішінде фракталдық өлшемділік теңсіздігін қанағаттандырады .
Ғарыш жасалымдары бірін-бірі қармайтын құрылымдар иерархиясын құрайды (жұлдыз - жұлдыз шоғыры - галактика - галактикалар шоғыры және т.б.). Атап айтсақ, біз бақылап отырған әлем (радиусы 15 млрд. жарық жылына жуық) ең кішісі өз ішінде біздің көру көкжиегімізден құралатын, бірін-бірі қармайтын ықшам ғарыш жасалымдарының реттілігіне кіреді, оны біздің Метагалактикамыз деп атау керек.
Қазіргі таңда жалпы қабылданған Әлемнің фридмандық моделі космологиясында Әлем біртекті және массаның соңғы тығыздығына ие деп болжанады. Сонымен қатар қазіргі таңда суреттелетін Әлемнің фракталдығы бір кездері табиғи деп саналған болжамдарды дұрыс емес деп көрсетеді. Біздің планетамыз Күн жүйесіне кіреді, Күн басқа жұлдыздармен бірге галактиканы құрайды, галактикалар құрылымдана келіп, галактикалар шоғырын түзеді және т.б. Жұлдыздар арасындағы қашықтық жұлдыз жүйесіндегі планеталар арасындағы қашықтықтан әлдеқайда көп. Галактикалар арасындағы қашықтық жұлдыздар арасындағы қашықтықтан көп және т.б.
Ерекше сиретілген және иерархияланған күйде бола тұрып, ғарыш құрылымдары фракталды болып келеді, мұны бірқатар авторлар растайды. Осы фактінің қабылдануы басқа бір жайтпен күрделене түседі: 300 млн. жарық жылында немесе одан көп қашықтықта біздің Метагалактикамыз (макро) біртекті болып келеді. Сондай-ақ фракталды құрылымдары маңызды түрде біртекті емес.
Галактиканың фотосуретінде жарқыраудың үлестіруі оның морфологиялық типін анықтайды. Осы бір тікелей бақыланушы үлестіру пен галактикалық зат динамикасы арасында байланыс орнату қызықты жайт болып табылады. Мысалы, галактикалардың түсі Е - жүйелерден Ir - жүйелерге қарай өзгере түседі: Ir - галактикалар ең көгілдірі, S - галактикалар қызыл, ал Е - галактикалар ең қызылы болып келеді.
Галактиканың түсі, оның жарқырауы мен айналу жылдамдығы галактиканы біртұтас бүтін ретінде сипаттайды, ал морфологиялық типі дискі бойынша заттың жарқырауының жергілікті бөлінуімен байланысты. Галактиканың сандық морфологиялық типін дискі бойынша жарықтың таралуының фракталды өлшемділігі деп сипаттауға болады.
Хаусдорф өлшемділігі ғарышта байқалатын түрлі күрделі құрылымдарды санмен салыстыруға мүмкіндік береді екен. Асашоғырлануда галактикалардың кеңістіктік үлестіруінің фракталды қасиеттеріне жуырда ғана Тарту обсерваториясында өз қызметкерлерімен бірге Я.Эйнасто талдау жасады. Бикеш шоқжұлдызындағы асашоғырлану құрылымын танытатындығы анықталды. Асашоғырлану масштабтарынан асып түсетін кеңістіктік масштабтарда (300 Мпк), галактикалар үлестіруінің хаусдорф өлшемділігі үш өлшемді кеңістіктің топологиялық өлшемділігіне жуық болып келеді. Егер бақыланушы Әлемде заттардың үлестіруі үлкен кеңістіктің масштабтарда біртекті болса, осылай болуы керек.
Галактиканың дискі бойынша жарқырау үлестіруінің фракталды қасиеттері галактикада болатын физикалық үдерістерге байланысты. Сондықтан бақыланушы жарық үлестіруінің D фракталды өлшемділігі галактиканың физикалық қасиеттеріне байланысты. Мысалы, Е - галактикалардан S - галактикаларға өткенде, фракталды өлшемділік азаяды. Галактикалық құрылымның пайда болуының әрбір моделі үшін, теориялық мәнін есептеп, бақыланушы фракталды өлшемділікпен салыстыру керек.
Галактикалардың спиральды өрнегі - орасан зор масштабта ортаның реттелген қозғалысына тамаша мысал болып табылады. Спиральды бқтақтардың ені мың парсекке жетеді. Жүздеген миллион жыл ішінде спиральды өрнек өмір сүреді.
Спиральды өрнектің пайда болуы галактиканың айналуымен және галактикалық ортада динамикалық тұрақсыздықтың дамуымен байланысты. Бұрыштық айналу жылдамдығы орталықтан қашықтықтың өсе түсуіне орай азая береді. Бұрыштық жылдамдықтың қашықтыққа тәуелділігі галактикалық заттың әрбір бөлшегі жүйенің орталық аумақтарына еркін түсетін жағдайға ұқсас. Кейбір кезеңде заттар үлестіруінде жұлдызды жүйенің радиусы бойлап орналасқан біртектілік еместік орын алады. Ішкі аумаққа қарағанда, сыртқы аумақтар баяу айналатындықтан, уақыт өте келе біртектілік еместік спиральға ұласады. Кез келген табиғаттың біртекті еместігі осындай формаға ие болады екен. Мысалы, егер кейбір кезеңде тығыздықтың жергілікті ұлғаюынан гравитациялық өрістің жергілікті ауытқуы туындаса, дискі бойлап гравитациялық потенциалдың спиральды толқыны жүгіретін болады. Осы айнымалы потенциал қатарында тығыздық толқыны деп аталатын заттардың кезеңдік қоюлануы туындайды. Спиральды құрылым толқын үдерісі болып табылатындығын өз Галактикамыздағы жұлдыздар жылдамдығы қатарын зерттеу жұмыстары растап отыр. Астрономдар Е.Д. Павловская, Ю.Н. Мишуров және А.А. Сучков жұлдыздар жылдамдығының қатары спиральды пішіннің кезеңдік құрылымына ие екендігін көрсетті.
Жұлдыздардың күрделі құрылымын, оның ішінде фракталдығын ұғыну үшін, олардың эволюциясын қысқаша сипаттап өтейік. Туылғаннан өлгенге дейінгі бірізді эволюция циклынан өтетін жұлдыздар негізгі қолжетімді астрофизикалық объектілер болып табылады. Жұлдыз эволюциясының барысында, атап айтсақ, галактикада массалары әр түрлі жұлдыздар туылғанда, массаның бастапқы функциясына (IMF) жауап беретін алғашқы жуысуда толық белгілі бір реттілік байқалады, аккрециялаушы массалы жұлдыздардар аумағындағы еңісі Салпитердің белгілі функциясына сай келеді.
Жұлдыздың пайда болу ошақтары генетикалық тұрғыдан массалық, салыстырмалы түрде жазық галактикалық дискімен байланысты, оның симметрия жазықтығында тығыздығы біртекті бөлінбеген газ бен тозаңның қоспасы түріндегі көзге көрінетін зат шоғырланады. Мұндай көпфазалы, көпкомпонентті орта гравитациялық қысу барысында тұрған және жұлдыз жиынтықтары мен ассоциацияларының ерте қалыптасу сатысы болып табылатын массалық салқын тығыз бұлттарға тән болып келеді. Дискілік галактикаларда жұлдыздың пайда болуы ~ 107MS массалы және газ дискінің қалыңдығындағы өлшемде келетін ОВ-ассоциацияларда белсенді орын алады, сөйтіп коллапс барысында жинақталудың 90%-ға жуығы ~ 103MS массалы жұлдыздарға ыдырайды.
Осы ортадан кейбір қауіпті тығыздыққа жеткенде, гравитациялық тұрақсыздықтың салдарынан, потенциалды энергияның кинетикалық энергияға өтуінен, сондай-ақ пайда болған қоюлану қозғалысы мөлшері кезеңінің шеткергі аумақтарға берілуінен, қысумен және қарқынды жылу бөлумен сүйемелденетін газ конденсациялары туындайды. Протожұлдыз қойнауларында температура бірнеше миллион градусқа жеткенде, термоядролық синтез үдерісі басталады, ал тартылыс күштері газдың ішкі қысымымен теңеседі (гравитациялық тепе-теңдік), нәтижеде қысу тоқтайды, жұлдыз Герцшпрунг - Рассел диаграммасында масса-жарқырау қатынасына тәуелді белгілі бір орынға ие болады, мұнда жұлдыз ядролық жанармай қорлары таусылғанға дейін тұрады. Жұлдыздың орталық аумағында ядролық реакциялардың салдарынан энергия бөлінуі нұрлы және конвективтік жылутасымалдаумен сүйемелденеді, мұның өзі қойнау заттарының белсенді араласуына әкеледі (массасы аз жұлдыздар тұтас конвективті).
Жұлдыз эволюциясының теориясына орай, сутегінің жануы аяқталған соң, M 8MS массалы жұлдыз (мұнда MS - Күннің массасы) басты реттілікпен үйлесіп, бастапқыда қызыл алыпқа айналады, соңынан ақ (құлдыраған) ергежейлі күйіне эволюцияланады.
Ақ ергежейлілер жұлдыз тұрғындарының басым бөлігі (біздің Галактикамыздағы жұлдыздардың 95%-ны дейін) эволюциясының аяқтаушы сатысына тән пішінді танытады, олардың бастапқы массасы (0,08 - 8) MS диапазонында жатады. Төменгі шек жұлдыздар жылу тепе-теңдігінде тұрғанда, классикалық сутегі-гелийлік термоядролық реакцияның басталу шартына жауап береді. Күн сияқты жұлдыздар үшін бұл РР тізбекшесі деп аталады, ол барынша массалы жұлдыздар үшін сутегі мен гелийден кейін қабықша жанатын С - N - О циклынның алдына келеді. Сәйкес ретте, көміртегі-оттегілік ақ ергежейлілер біреулік және M8MS-ке ие кең қосалқы компаньондардың (a300RS-ке ие) соңғы сатысы болып табылады, құлдыраған гелийлік ақ ергежейлілер тығыз қосалқы (a300RS-ке ие) және M ~ 2,5MS массалы компаньондардың соңғы сатысы болып табылады. Оларды қоңыр ергежейлілерден - 0,01MSM0,08MS массаға ие квазижұлдыздардан айыра білу керек, олардың қойнаудағы температурасы РР циклын оятуға жеткіліксіз, сондықтан олар массасы аз жұлдыздар және планеталар арасында аралық орынды иеленеді.
Атап өтерлік жайт, ақ ергежейлілердің бір бөлігінде эволюцияның аяқтаушы фазасы жаңа жұлдыздың жарылуымен сүйемелденуі мүмкін, мұның өзі сутегі қабықшасының ядроға аккрециясымен байланысты, мұнда температура бірден артып, электрондардың ішінара құлдырауы жағдайында қысқа C - N - O циклында сутегінің тұрақсыз жануы орын алады. Салпитер спектрінің MWO ~ 0,6M0,4 құлдилығымен анықталатын көпшілік ақ ергежейлілердің түпкі массасы шамамен 0,6MS құрайды, ал өлшемі жер тобындағы планетаның мөлшерімен бірдей болады, осыған орай олар үлкен орташа тығыздықты иеленеді. Тиімді температуралар 150000 К-дан 4000 К-ға дейінгі кең диапазонда жатады. Салқын құлдыраған ергежейлілер абсолюттік нөлге жуық болса да, кинетикалық энергиясын сақтап қалатын бос электрондардың құлдыраған газының жоғары тығыздығына орай, гравитациялық қысуға қарсылық көрсетеді. Тығыздығы өскен сайын қозғалыс амплитудасы мен құлдырау дәрежесі ұлғая түседі, мұның өзі эволюцияның аяқтаушы кезеңінде осындай жұлдыздың коллапсына кедергі жасайды.
8MSM100MS-ке ие барынша массалы жұлдыздар сутегі, гелий және басқа да ауыр металдардың жануынан бастап, темір құрағанға дейінгі бүкіл бірізді циклдарынан өтеді. Темір ядро пайда болғаннан кейін жұлдыздың қысылуы орталық бөлігіндегі термоядролық реакциялар есебінен энергия бөлумен тоқтап қалмайды. Қысу энергиясы темір ядроларын ыдыратуға жұмсалады, орталығындағы қысым электрондық газдың құлдырауымен, ал тығыздығы атом қалдықтарының тығыздығымен анықталады. Статистикалық физиканың түсінігі бойынша, салқын электрондармен ұстап тұрылатын максималды масса Чандрасекардың шектік масасына тең , мұнда - бір электронға тура келетін нуклондар саны.
Массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, -ке ие жұлдыздар өз өмірінің соңғы жағында сыртқы қабықшаларын тастайды (жарылады), мұның өзі өте жаңа жұлдыздардың жарқылы ретінде байқалады, яғни мұнда жиынтық гравитациялық және кинетикалық энергия (басты ретте, нейтрино түрінде) 1053 эргс-ке жетеді. Осы бір орасан зор энергия үлестіруінен көзге көрінетін сәулелену 1%-ға жуық құрайды. Осы құбылысты қатты жарылыс теориясы аясында, ал оның жұлдызаралық газ бойынша таралуын детонациялық толқын ретінде сипатауға болады. Бұл жағдайда массаның шектік мәні MS (30 -- 40) құрайтын екі типті өте жаңа жұлдыздар ерекшеленеді. Массасы осы шектен төмен жұлдыздар кәдімгі ретте эволюцияланады, өте жаңа жұлдыздың жарылу фазасынан кейін, Герцшпрунг - Рассел диаграммасының тиісті тармағында тұрып, қызыл орасан зор алыптар ретінде жарық төгеді. болатын неғұрлым массалы объектілер сутегілік қабықшасынан толық айырылады, ал өте жаңа жұлдыздың жарылысы ядро коллапсымен сүйемелденеді, оның соғынан нейтрондық жұлдыз (пульсар) немесе (жағдайында) қара құрдым түрінде массасы өте жоғары компакт қалады. Көбіне протондар мен нейтрондардың бірнеше пайызы бар нейтрондардан құралған нейтрондық жұлдыздың ішіндегі R радиусы 10-15 км болғанда ядролық қаптама тығыздығы ρ0=2,8·1014 г· см-3 сәйкес келеді. СD - галактикалар ядросында галактикалық газды акрециялайтын және орасан зор мөлшерде гравитациялық энрегия бөлетін массасы өте жоғары қара құрдымдар (квазарлар) пайда болады.
Эволюцияның аяқтаушы сатысында пайда болатын пішіндік үйлесім жұлдыздың массасына байланысты болады. Массасы аз жұлдыздар қызыл алыптардан заттың салыстырмалы түрде баяу шығуы жағдайында, ақ ергежейліге өту сатысында алуан түрлі, бірақ жеткілікті шамада реттелген пішіндерге ие планеталық тұман қалдырады. Олар турбулизацияланған газдан құралады, осы пішіндерді тұмындылық затының өз бетінше құралу барысында иеленген деп ойлауға да болады. Мұндай реттеліс, оның ішінде ашық айқындалған цилиндрлік симметрия жұлдызда жақын серігінің және олардың қабықшаларының біріккен эволюциясы болуымен байланысты болуы мүмкін. өте жаңа жұлдыздар жарқ еткенде де, кеңейетін газдың жұлдызаралық ортамен өзара әрекеттесуінен туындайтын өте күрделі пішіндік үйлесімдер пайда болады, мұнда ретсіздік барысында белгілі бір реттілікті атап көрсетуге болады. Жұлдызаралық галактикалық ортаның жұлдыздар қойнауындағы нуклеосинтез барысында және өте жаңа жұлдыздар жарқ еткенінде пайда болатын ауыр элементтермен баюына қарай, алғашқы және кейінгі буындағы жұлдыздардың қалыптасу шарттары ерекшеленеді, мұның өзі, атап айтсақ, жұлдыз затының металдану дәрежесіне (неғұрлым ауыр металдардың сутегісіне қатынасы) және планеталық жүйенің пайда болу ықтималдығына байланысты.
Көптеген физикалық объектілер сияқты, жұлдыздар тепе-теңдік жағдайы айналасында ауытқу жасауға қабілетті болып келеді. Қарапайым жағдайда бұл сфералық-симметриялық соғулар болып танылады, мұнда жұлдыз орталығынан бір қашықтықта тұрған заттың барлық элементтері радиус бойлап синхронды түрде ығысады. Мұндай қимылдарды радиалды соғу деп атайды.
Радиалды соғатын жұлдыздарға Цефей дельтасы (классикалық цефеидтер), RR Лиралар, W Бикештер, RV Торпақтар және Кит (миридтер) типіндегі айнымалылар жатады. Осы жұлдыздар құрылысының басты ерекшелігі - олардың массасының 90%-дан астамы ықшам ядроға негізделген, оның радиусы жұлдыз радиусының оннан біріне жетпейді. Радиалды соғатын айнымалылардың типіне қарай беткейлік қабаттар соғу циклының барысында жұлдыз радиусының оннан бірінен (Цефей дельтасы сияқты айнымалылар) жартысына дейін (W Бикеш және RV Торпақ сияқты айнымалылар) құрайтын қашықтыққа жылжиды. Сөйтіп, радиалды соғу кезінде жұлдыздың маңызды көлемі қозғалыспен қамтылады, алайда соғылатын қабаттардың массасы жұлдыздардың массасымен салыстырғанда, онша үлкен емес. Беткейге жуық маңда заттың қозғалу жылдамдығы секундына бірнеше ондаған шақырымды құрайды. Мирид және RV Торпақ сияқты айнымалылардың сыртқы қабаттарында ауырлық күшінің үдеуі мардымсыз болғаны соншалық, мұндай жылдамдықта газдың бір бөлігі қоршаған кеңістіккке қайтымсыз лақтырылады. Соғатын жұлдыздардың атмосферасынан заттардың шығуы жұлдыздан шығатын газда конденсацияланатын ұсақ тозаң бөлшектерінің қатысуымен спектрдің инфрақызыл диапазонындағы бақылаулар арқылы анықталады.
Жұлдыздарда аса күрделі, радиалды емес ауытқулар болуы мүмкін. Радиалды соғу кезіндегідей, зат бұл жағдайда радиусы бойымен ығысады, алайда ығысу фазасы сонымен қатар қозғалатын қабаттың беткейіндегі нүкте кординаталарына тәуелді болады. Нәтижеде радиалды емес соғатын жұлдыздың беткейлік қабаттары жекелеген учаскелерге бөлінеді, бірінде зат жұлдыздың ортасынан қозғалса, басқаларында қарама-қарсы бағытта қозғалады. Радиалды емес соғатын жұлдыздардың аса танымал өкілдері - Қалқан дельтасы мен Цефей бетасы сияқты айнымалылар. Радиалды соғатын жұлдыздардан айырмашылығы, олардың жарқыл айнымалығы жұлдыздың бүкіл беткейінің радиусы мен температурасындағы бірмезгілдік циклдық өзгерістермен байланысты, радиалды емес соғу кезінде сәуле шығару ағынының өзгерісі жұлдыз беткейінің жекелеген учаскелеріндегі температураның түрленуімен байланысты. Сондықтан радиалды емес соғатын жұлдыз жарқылы өзгеруінің жиынтық амплитудасы үлкен емес, әдетте, жұлдыз шамасының жүзден бір үлесінен аспайды. Осы себепті редиалды емес жұлдыздардың басым көпшілігі жұлдыз фотометриясы мен спектроскопиясы әдістерінің маңызды ілгерілеуіне орай, соңғы жылдары ғана анықталды.
Герцшпрунг - Рессел диаграммасында жұлдыздардың орналасуы маңызды дәрежеде оның эволюциялық мәртебесін, яғни бір жастағы және масса мәні М, жарқырауы L, беткейлік температурасы T және химиялық элементтер құрамы бойынша жуық келетін жұлдыздар тобына қатыстылығын анықтайды. Қазіргі таңда жұлдыздардың беткейлік температурасы сенімді түрде спектірлік талдау әдістерімен өлшенеді, ал жарқырау жұлдыздарға дейінгі қашықтықтың анық болмау салдарынан жеткіліксіз дәрежеде белгілі болып отыр. Соғатын айнымалылар үшін Герцшпрунг - Рессел диаграммасында жұлдыздың тұрғылықты жері мәселесі маңызды түрде жеңілдей түседі, өйткені қосымша мәліметтерді пайдалануға болады: соғу кезеңі, қисық жарқылының амплитудасы мен пішіні, соғы циклы ішінде спектрлік сызықтардың өздеріне тән әрекеті.
Герцшпрунг - Рессел диаграммасынан соғып тұратын жұлдыздарды қарастыру кезінде, көзге алғаш түсетінің - соғып тұратын айнымалы жұлдыздардың белгілі және көптеген топтары орналасқан шекте жолақтардың болуы.
0.1 сурет - Айнымалы жұлдыздардың түрлі типтері бойынша Герцшпрунг - Рессел диаграммасы (а және ә)
а
а
ә
ә
Негізінде, барлық жұлдыздар айнымалы болып келеді. Көріп тұрғанымыздай, жұлдыздардың құрылысы мен жарықтығы эволюция барысында өзгереді. Осы өзгерістер, әдетте, баяу болғанымен, кейбір эволюциялық фазалар төтенше жылдам болуы мүмкін. Эволюцияның кейбір сатыларында сонымен қатар кезеңдік ауытқулар, мысалы, жұлдыздардың сыртқы қабаттарының соғуы орын алатын болады. Жұлдыз жарығындағы шағын ауытқулар жұлдыз беткейінде өз өсімен айналған кезде, пайда болатын және жоғалатын ыстық және салқын дақтармен шақырылуы мүмкін. Күннің жарқырауы күн дақтарынан аздап өзгереді. Осындай дақтар барлық дерлік жұлдыздарда болуы мүмкін.
Жұлдыздар құрылымының ретсіздігі, фракталдығы тұрғысынан түсіндірілуі мүмкін кейбір эксперименттік жұмыстардың нәтижелері келтірілген. [2] жұмыста HE2-446 объектін көпжылдық спектрлік және фотометрикалық бақылау нәтижелері келтірілген. HE2-446 объектін фотометрикалық бақылау 1972 жылы: V=14m.8, K =8m.4, H-K=1m.30 және1976 жылы өткізілді: U=17m.09, B=15m.87 и V=14m.82. [2] мақалада HE2-446 спектрінде және сутегісінің бальмерлік сызықтарының баламалы ендерінің айнымалығы туралы алдын ала қорытындылар жасалды. Осыдан кейін жұмыста 35 жыл бойы алынған осы объектінің барлық спектограммалары өңделген, эмиссиялық сызықтардың салыстырмалы қарқындылығы өлшенді, ең эмиссиялық сызықтардың профилдері зерттелді. Жұмыста келесі нәтижелер алынған: және эмиссиялық сызықтарының баламалы ендерінің өте үлкен мәні. Be жұлдыздары үшін осы шама, әдетте, 50 Å-дан аспайды. Зерттелінуші объект едәуір масссалы жұлдыздарға жатады деп күтуге болады. Спектрде тыйым салынған [OI] және [NII] сызықтарының болуы жұлдыздың маңайында салыстырмалы түрде тығыздығы төмен, негізгі дискіден тыс орналасқан аумақтың болуын растайды. Hα эмиссиялық сызығының симметриялық емес болуы мен оның өзгеруі сызық қалыптасатын қабықшаның біртекті емес немесе симметриялық емес құрылымын көрсетеді. максималды қарқындылығының жұлдыздың үздіксіз спектрі деңгейіне қатынасының артуымен сүйемелденетін және ұлғаюы сутегі сызығында сәулелену ағынының күшеюін білдіреді. Эмисиялық қабықшада Ne-нің болжалды артуын сутегі эмиссиясының артуы ретінде немесе сызықтардың [OI] әлсіреуі ретінде түсіндіруге болады. Өз кезегінде иондалған газ тығыздығының өзгеруі ата-аналық жұлдыз массасының механизмін белсендіруден туындауы мүмкін.
0.2 Галактикаларды фракталды талдау
0.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері
Ұзақ уақыт бойы астрономдар аспан сферсаындағы екі өлшемді карталарда орналасуына негізделе отырып, галактикалардың кеңістіктегі үлестіруі туралы жанама қорытындылар ғана жасай алды. Сол дәуірде жасалынған жақсы шолу Peebles кітабында (1980) келтіріледі.
Соңғы жылдары жағдай мүлдем өзгерді, қызыл ығысуларға кеңінен шолу жасау бойынша алынған деректер көмегімен галактикалардың кеңістіктегі орналасуын өлшеу мүмкіндігі пайда болды. Қазіргі таңда материяның (жарықтанатын және күңгірт) кеңістіктік үлестіруін зерттеу бойынша бірнеше әдістер бар: қашықтықты фотометрикалық өлшеу, галактикалар мен квазарлардың қызыл ығысуларына кеңінен шолу жүргізу, галактикаларды есептеуді талдау және әлсіз гравитациялық линзаланудан туындаған көріністердің бұрмалануын зерттеу. Барлық осы бақылау әдістері кластеризациялау дегеніміз - бұл галактикалар әлеміндегі жалпы құбылыс екенін көрсетті.
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау
Табиғат астрономдарға қызыл ығысу - қашықтық сызықтық қатынасы түрінде галактикалардан тыс қашықтықтарды өлшеу тәсілін берді, ол жалпы алғанда фотометрикалық әдістерге қарағанда едәуір дәл болып келеді. Мысалы, галактикаларға тән қатардың 50 кмс жылдамдықтар дисперсиясы үшін, 1 Мпк-ге жуық дәлдікте қашықтықты өлшеуге болады. Осы тәсілде қоршаған Әлемнің терең кеңістіктік картасын алу үшін, жеткілікті мөлшердегі әлсіз жұлдыз шамасына дейін қызыл ығысуларға толық шолу жасауға болады.
de Vaucouleurs, de Vaucouleurs & Corwin екінші тірек каталогында (1976) 2700-ден аса галактикаларға арналған қызыл ығысулар келтірілген. Мұның өзі галактикалар құратын құрылымдардың картасын жасау үшін қызыл ығысуларды пайдалануға мүмкіндік берген жаңалық болды.
Мақалада: "Соңғы он бес жылда оптикалық, сондай-ақ радиодетекторлар мен спектрометрлер технологиясындағы ілгерілеу галактикалардың өлшенген қызыл ығысуларының саны жағынан керемет дүмпу тудырды" деп атап өтіледі. Деректерді жинақтау жылдамдығы әлі күнге экспонент бойыша ұлғаюын жалғастырып келеді. Қазіргі таңда негізінен оптикалық спектрлер бойынша миллионнан аса қызыл ығысулар белгілі болып отыр. Осы бір "қызыл ығысулар индустриясы" галактикалардың кеңістікте бөлінуінің үш өлшемді карталары үшін тұрақты негізде жаңа нүктелер жасап келеді. Кейбір телескоптарда барлық бақылау уақыты қызыл ығысуларды өлшеуге арналып келеді.
Қызыл ығысулардың кейбір үлкен шолулары аяқталды. Олардың ішінде CfA, SSRS, LCRS, ESP қысқартылған атауларымен белгілі болғандары да бар. Олардың маңызды параметрлері 1.1 кестеде келтірілген. Толық информацияны оқырман "Sylos Labini et аl. (1998)" мақаласынан оқи алады. Осы шолулар негізінде CfA1, CfA2, SSRS1, SSRS2, Perseus-Pisces, LEDA сияқты кең бұрышты, сондай-ақ LCRS, ESP сияқты аспан сферасындағы тар жолақтар түріндегі галактикалар үлестіруінің үш өлшемді карталары пайда болды.
2.1 кесте - Галактикалардың кейбір бейнелері. Бағаналарда шолу жасау атауы, шолумен қамтылатын дене бұрышы Ohm, көзге көрінетін жұлдыз шамасының шегі, галактикалардың толық саны N, қашықтықты анықтау әдісі
Қашықтықиндикаторы
Қашықтықиндикаторы
Сілтеме
Сілтеме
Соңғы онжылдықта жүздеген мың қызыл галактикалардан тұратын ерекше үлкен шолулар пайда болды: 2dF екі градус қатарда галактикалық қызыл ығысуларды шолу (Colless et al., 2001, 2003) және слоандық сандық аспанды шолу (Sloan Digital Sky Survey - SDSS, Loveday et al., 2002). Осы галактикалық каталогтардың тереңдігі 100 Мпк-ге дейінгі өлшемдегі құрылымдарды табуға және талдауға мүмкіндік береді (1.2-сурет).
1.2 сурет - CfА каталогына және SDSS галактикалардың алғашқы қызыл ығысуларына шолу жасауға сәйкес ірі масштабты құрылым (Courtois et al. мақаласынан, 2004). 100 Мпк-ге жуық масштабтарда құрылымдардың алуан түрлі типтері жақсы көрініп тұр
1.2.3 Шолу шектері
Қызыл ығысуларға шолу жасау, негізінен, екі шамамен шектелген: шолудың көзге көрінетін жұлдыздық шамасы шегімен және әр түрлі жұлдыздық шамалар үшін алуан түрлі болып келетін қашықтықтар модулі шегімен. Сонымен қатар құрылымдық талдау жасау үшін аспанның жеткілікті шамадағы үлкен жамылғысына ие болуға болады.
Квадратты градуста галактикалар саны жұлдыз шамасының өсуімен бірден ұлғая түседі. m≈15.5 дейін кв. градусқа шамамен бір галактика тура келеді, ал 19 жұлдыз шамасына дейін - шамамен 85. Оны телескоп өрісінде бір мезгілде галактикалардың бірнеше жүздеген спектрлерін өлшеуге мүмкіндік беретін заманауи МНС (мультиобъектті спектрограф) аппаратурасының көмегімен жүргізуге болады, егер таңдама көзге көрінетін жұлдыз шамасының біршама шегіне дейін толық болған жағдайда да, оның көлемі жағынан толықтығы абсолют жұлдыздық шамасына байланысты болады: абсолют шамасы бар галактикалар үшін шолудың кеңістіктік толықтығының шегі қашықтық модуліне тең болады:
μlim=mlim-M (1. 4)
Мысалы, mlim=15.5 және M=-20, μ=35.5 жағдайында, мұның өзі rlim=125 Мпк қашықтығына сәйкес келеді (9300 һ75 кмс-ке сәйкес). Келесі жағынан, M=-18 болатын галактикалар rlim=50 Мпк-ге дейін (3700һ75 кмс) ғана таңдамада толық ұсынылады. Бұл қызыл ығысуларға жасалған шолу үлкен қашықтықтарда ең жарық жұлдыздарды ғана зондтайтынын көрсетеді, мұның өзі картинаны бұрмалауы мүмкін. Осы мәселені шешудің бірден-бір жолы - барған сайын әлсіз шектік жұлдыздық шамаларына дейін шолуды кеңейте түсу, өйткені нақты алынған бір галактика жарық немесе әлсіз (немесе алыс немесе салыстырмалы түрде жақын) болатынын алдынала айту мүмкін емес.
Фотометрикалық қашықтықтарға негізделген галактикалар каталогы. Ірі масштабты құрылымдарды зерттеу үшін, қызыл ығысулар каталогы фотометрикалық қашықтықтарға негізделген каталогтарға қарағанда, біршама ыңғайлы болып келеді: 1) қызыл ығысулар каталогын жасауға аз уақыт жұмсалады, 2) әдетте, қызыл ығысулар бойынша алынған қашықтықтарға қарағанда, фотометрикалық қашықтықтар біршама дәл болып келеді, 3) қызыл ығысуларды барлық Хаббл типіндегі галактикалар үшін өлшеуге болады.
Басқа жағынан алғанда, фотометрикалық қашықтықтар өздігінен құрылымды зерттеу үшін бағалы болып танылады.Оларды Жергілікті Көлем картасын жасау және өз айналамыздағы галактикалар саны тығыздығының құлдырау заңын алу үшін пайдалануға болады.
Галактикалардың, әсіресе, топтар мен жиынтықтарға кіретін галактикалардың қызыл ығысулары қашықтықтарды жуық шамада бағалайтындықтан, РҒА Арнайы Астрофизикалық Обсерваториясында Игорь Караченцев ең жарық көгілдір және қызыл жұлдыздарың жарықтығын (Karachentsev & Tikhonov, 1994; Karachentsev et al., 1997) және қызыл алыптардың бұтақтары ұшындағы жұлдыздардың жарықтығын (Karachentsev et al., 2003b) пайдалана отырып, жақын галактикаларға дейінгі қашықтықтарды өлшейтін орасан зор бағдарламаны бастап отыр. Соңғы 10-15 жылда көптеген жақын орналасқан галактикалар алғаш рет жұлдыздарға рұқсат алды. Көп тер төгуді және жердегі ірі телескоптарда және Хаббл ғарыш телескопында ұзақ уақыт бақылауды қажет ететін осы бағдарлама әлі аяқталған жоқ. Осы уақытқа дейін 9h50-1 Мпк шегінде шамамен 150-ге жуық галактикалардың қашықтығы өлшенді (Karachentsev et al., 2003b).
Соңғы жылдары Жергілікті көлем таңдамасын ұлғайту бойынша біршама күш жұмсалды. 21 см сызықта аспанды арнайы шолу (Kilborn et al., 2002) (Kraan-Korteeg & Lahav, 2000) және POSS-II ESOSERC (Karachentseva &Karachentsev, 1998, 2000) пластинкалары бойынша төмен беткейлі жарыққа ие жаңа ергежейлі галактикаларды іздестіру Жергілікті көлем галактикаларының санын екі есеге ұлғайтуға мүмкіндік берді.
KLUN таңдамасы фотометрикалық қашықтықтары ≈100 Мпк дейінгі галактикаларды таңдаудың маңызды мысалы болып табылады, оның келесі нұсқасы - KLUN+ (http:klun.obs-nancay.frKLUN+сіл темесін қараңыз). Мұнда фотометрикалық жұлдыз шамалары және бейтарап сутегі сызығының ені 21 см өлшенген мыңдаған спиральды галактикалар бар. Талли-Фишер қатынасының көмегімен осы екі шама (тиісті дәрежеде түзетілген және біртекті жүйелерге редукцияланған) галактикаға дейінгі қашықтықты бағалауға мүмкіндік береді. Бастапқыда тұрақты Хабблды өлшеу үшін ойластырылған 5500 галактикадан құралған KLUN шолуы өз Галактикамыздың айналасындағы галактикалар саны тығыздығының радиалды үлестіруін зерттеу үшін пайдаланылды (Teerikorpi et al., 1998).
KLUN+ жаңа бағдарламасы Францияда Нанси радиотелескопында қайта құрастырылған Басты Космологиялық Жоба болып табылады. Жұлдыз шамасы бойынша шекарасы бірігей үлкен, Нансиден көрінетін (δ -40о), аспанның 80%-ын жауып тұратын спиральды галактикалар 20000 таңдамасын құру үшін, НІ шолуын орындау жоспарланып отыр. Theureau et al. мақаласында (2004) НІ өлшемдерінің информацияы мен алғашқы нәтижелері берілген. Фотометрия DENIS (Near Infrared Survey - жуық инфрақызыл диапазонда шолу жасау) және 2MASS (2 Micron All Sky Survey - 2 микрон аспан ұзындығында бүкіл аспанға шолу жасау) деректерінен алынады. Мақсаты B, I, J, H және K бес фотометрикалық жолақтарындабелгілі бір жұлдыз шамасына дейін толық таңдама құру болып табылады (KLUN шолуында Bи диаметрлер шамасы ғана болды).
Барлық осы деректер түрлі статистикалық әдістерді пайдалана отырып, қызыл ығысуларға тәуелсіз ретте галактикалардың ірі масштабты үлестіруін зерттеуге мүмкіндік береді.
1.2 суретте көрсетілген үш өлшемді карта бойынша (SDSS) көзбен шолу арқылы 100 Мпк-ге дейінгі түрлі өлшемдегі құрылымдарды тануға болады. Алайда, галактикалардың кеңістіктегі үлестіруінде бақыланатын біртекті емес қасиеттеріне сандық талдау жасау - қиын міндет, оның айналасында бақыланатын құрылымдардың фракталдығы туралы дау-дамай әлі күнге жалғасып келеді.
Бақылау деректерін өңдеу нәтижесінде алынған қорытындылардың мән-жайын түсіну үшін, пайдаланылатын талдау әдістерінің ерекшеліктері мен шектеулерін зерттеген жөн.
1.3 Галактикалар классификациясы
Галактика дегеніміз - бұл шамамен 200 млрд. жұлдыздан құралатын алып жұлдыз жүйесі (олардың ішіне біздің Күн де кіреді). Мұнда сонымен қатар газ бен тозаңның да маңызды мөлшері бар; галактика магниттік өрістермен безендірілген, жоғарғы энергиялардың бөлшектері - ғарыш сәулелерімен толтырылған.
Галактикалардың морфологиялық классификациясы - астрономияда пайдаланылатын көзбен көру белгілері бойынша галактикаларды топтарға бөлу жүйесі. Галактикаларды морфологиялық типтерге бөлудің бірнеше схемасы бар. Оның ішінде ең танымалын Эдвин Хаббл ұсынды, соңынан оны Жерар де Вокулер мен Алан Синддиж дамыта түсті.
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар
Галактиканы классификациялау талпыныстары спиральды өрнегі бар алғашқы тұмандылықтардың табылуымен бір мезгілде Лорд Росс тарапынан 1845-1850 жылдары бастау алды. Ол кезде барлық тұмандылықтар біздің Галактикамызға тиесілі деген теория басымдық танытатын. Бірқатар тұмандылықтар галактикалық емес табиғатқа ие болатындығын Хаббл ғана 1924 жылы дәлелдей алды. Сөйтіп, галактикаларды сондай-ақ галактикалық тұмандылықтар деп те классификациялады.
Бұрынғы фотографиялық шолуларда спиральды тұмандылықтар басым болды, мұның өзі оларды жеке класқа бөлуге мүмкіндік берді. 1888 жылы А. Робертс аспанға терең шолу жасап, нәтижесінде көптеген эллипстік құрылымсыз және өте созылыңқы ұршық тәрізді тұмандылықтар табылды. 1918 жылы Г. Д. Кёртис тосқауылды және сақина тәрізді құрылымды спиральдарды жеке Ф-тобына бөлді. Сонымен қатар ол ұршық тәрізді тұмандылықты қабырғадан көрінетін спиральдар ретінде түсіндірді.
Гарвард классификациясы. Бұрын пайдаланылып келген классификациялар статистикалық зерттеулер үшін онша жарамды болмай қалды. Негізінен, бұл әлсіз галактикалардың көріністеріндегі бөлшектерді айқындау қиындықтарына байланысты еді. Сонымен қатар Гарвард обсерваториясының негізгі аспабы 24-дюймдік (≈61 см) рефрактор болды, бұл аспапта галактикалардың жақсылап көрсетілген көріністерін алу қиын болатын. Осы мәселені шешу мақсатында, Х. Шепли 1927 жылы жаңа классификация ұсынып, әлсіз галактикаларды классификациялауда туындайтын қиындықтарды ескеруге тырысты.Гарвард классификациясында барлық галактикалар 5 класқа бөлінді:А класы -- 12m - ден жарық галактикалар
a) B класы -- 12m -ден 14m-ке дейінгі галактикалар
b) С класы -- 14m -ден 16m-ке дейінгі галактикалар
c) D класы -- 16m -ден 18m-ке дейінгі галактикалар
d) E класы -- 18m -ден 20m-ке дейінгі галактикалар
Едеуір көмескі галактикалар Гарвард обсерваториясында бақылау үшін қолжетімсіз болды, алайда қажет болған жағдайда жүйе одан әрі кеңейтілуі де мүмкін.
Галактиканың әрбір класының іші екі параметрмен сипатталды: шоғырлану және эллипстілік. Барлығы болып 10ba формуласына сәйкес эллипстіліктің 10 градациясы енгізілді, мұнда a және b -- галактика пішіні жазылатын эллипстің үлкен және кіші жартылай өстері. Алынған мән бүтін санға дейін дөңгелектенеді. Сөйтіп, дөңгелек галактика 10 эллипстік индексін, ал ұршық тәріздісі -- 1 индексін иеленді. Шоғырлануға дейін орталығына шоғырлану дәрежесінің ұлғаюына қарай a, b, c, d, e, f кіші латын әріптерімен белгіленетін 6 градация енгізілді. Егер мүмкін болса, шоғырлану дәрежесі фотометрикалық тұрғыдан, кері жағдайда жай көзбен өлшенді.
Егер галактикаларда спиральды құрылым көрініп тұрса, осындай галактикалардың классификациясына s индексі қосылып отырды. Пішін мен шоғырлануының тұрақсыздығы i индексімен атап өтілді.
Сөйтіп, Df2 галактикасы -- 16-18m диапазонындағы көмескі галактика, орталығына қарай қатты шоғырланған және қатты созылған, sAb9 -- дөңгелек дерлік, беткейі біртегіс жарық болып келетін жарық спиральды галактика.
Осы классификацияға жататын объектілер саны оны жасау кезеңінде онша үлкен болған жоқ. Олар үшін жеке сипаттама мүмкіндігі берілді.
Келтірілген жүйені біршама уақыт бойы Гарвард обсерваториясы белсенді пайдаланып келді, алайда ол Хабблдың едәуір табысты классификациясы тарапынан ығыстырылып шығарылды.
1.3.2 Хаббл реттілігі
Хаббл реттілігі -- бұл 1926 жылы Эжвин Хаббл ұсынған және 1936 жылы өзі өзгерткен морфологиялық классификация, ол Хаббл камертоны атауымен белгілі, өйткені ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Дипломдық жұмыс 60 беттен, 1 кестеден, 37 суреттен, 15 әдебиеттен тұрады.
Негізгі ұғымдар: бифуркация, екі өлшемді энтропия, өзұқсас және өзаффинді энтропия, энтропия-метрикалық диаграмма, фракталдық талдау.
Жұмыстың мақсаты: бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
Зерттеу әдістері: зерттеу MatLab компьютерлік модельдеу ортасында, айнымалы жұлдыздардың бифуркациялық диаграммасын, галактикалардың энтропия-метрикалық диаграммаларын тұрғызу арқылы жүргізілді.
Алынған нәтижелер: айнымалы жұлдыздардың бифуркациялық диаграммасы мен галактикалардың энтропия-метрикалық диаграммалары алынды.
Жұмыстың жаңалығы: галактикалардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа мазмұнды жаңалықты бейсызық физика әдістері де қолдана алады.
МАЗМҰНЫ
КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
4
1
ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
5
1.1
Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... .
5
1.2
Галактикаларды фракталды талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
16
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау ... ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... .
16
1.2.3 Шолу шектері ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
18
1.3
Галактикалардың классификациясы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
21
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар ... ... ... ...
21
1.3.2 Хаббл реттілігі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
22
1.3.3 Хабблдың қайта қаралған реттілігі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ...
27
1.3.4 Ж. де Вокулёр жүйесі ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
28
1.4
Энтропия және эволюция параметрі ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ..
31
1.4.1 Ашық жүйелер эволюциясының әмбебап энтропиялық
Заңдылықтары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
32
2
БІРТЕКТІ ЕМЕС ГАЛАКТИКАЛАР ҚҰРЫЛЫМЫН ЭНТРОПИЯЛЫҚ ТАЛДАУ ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
36
2.1
Бейсызық жүйелердегі бифуркациялар ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... .
36
2.2
Галактикалардың екі өлшемді энтропиясы ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ...
44
2.2.1 Біртектілік дәрежесін ескерілген екі өлшемді объектілердің информациялық энтропиясы ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
44
2.3
Зерттеу нәтижелері ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
48
2.3.1 Айнымалы жұлдыздардың энтропиялық талдауы ... ... ... ... ... ...
48
2.3.2 Галактикаларды энтропиялық талдау ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ...
51
ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
59
ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ...
60
КІРІСПЕ
Қазіргі уақытта физика ғылымында астрофизикалық зерттеулерге үлкен көңіл бөлінуде. Астрофизикалық объектілерге әртүрлі ықпал етуші факторлардың әсер етуіне байланысты бейсызық физиканың жаңа әдістерімен астрофизикалық объектілерді оның ішінде айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтарды, галактикаларды зерттеу үлкен қызығушылық туғызуда. Ғаламшардағы ара-қашықтықтарды анықтау жұлдыздардың абсолют өлшемдері мен физикалық сипаттамаларын байланыстыратын заңдылықтарға негізделеді. Оларды зерттеу жұлдыздар құрылымын түсінуге маңызды мағлұмат береді. Уақыт өте келе жұлдыздарды топтастырумен байланысты қиындықтар көбейе береді: айнымалылықтың түрлі типтерінің байланысы анықталған және де бір объектінің бірнеше айнымалылық типіне жатқызу қажеттілігі туындайды, себебі олар әр түрлі физикалық себептермен анықталады.
Жұлдыздардың жарқырау қисықтарындағы ақпараттың қолдану эффективтілік деңгейі мен талдау жасау әдістеріне сәйкесінше тәуелді. Жұлдыздардың жарқырау қисығынан алынатын сигналдарда алмасу мен хаос болғандықтан, олардың физикалық табиғаты жөніндегі жаңа, қызық ақпаратты олардың зерттеуіне қолданылатын бейсызық физика әдістері бере алады.
Жұмыстың мақсаты бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау болып табылады.
1 ТЕОРИЯЛЫҚ БӨЛІМ
1.1 Астрофизикалық объектілерді фракталды талдау
Қазіргі таңда фракталдар мен мультифракталдар теориясытүрлі физикалық жағдайларда байқалатын өзұқсас қасиеттерді және күрделі скейлингті сипаттау үшін кеңінен пайдаланылады. Фракталдар қатарына геометриялық объектілер - қатты тілімденген пішінге ие және масштабтардың кең диапазонында әлдебір қайталанушылықты көрсететін сызықтар, беткейлер, денелер жатады. Қайталанушылық толық (бұл жағдайда тұрақты фракталдар туралысөз болады) немесе кездейсоқтықтың кейбір элементтері байқалуы мүмкін (мұндайфракталдарды кездейсоқ фракталдар деп атайды). Кіші масштабтардағы кездейсоқ фракталдардың құрылымы бүкіл объктінің құрылыма сәйкес болып табылмайды, алайда олардың статистикалық сипаттамалары сәйкес келеді, өзұқсас қасиеттері объектіні статистикалық тұрғыдан тәуелсіз іске асыру бойынша орташаландырудан кейін сақталады.
Фракталдарға сандық сипаттама беру үшін, бір ғана шаманың - масштабы өзгерген жағдайда геометриясының немесе статистикалық сипаттамасының сақталуы қамтамасыз ететін Хаусдорф өлшемділігі немесе скейлинг көрсеткіші жеткілікті. Алайда, физикада, химияда, биологияда және басқа да ғылымдарда фракталдардың скейлингтің бір ғана көрсеткішінен артық көрсеткіштерге ие күрделі құрылымдарға таралуын қажет ететін көптеген құбылыстар кездеседі. Мұндай құрылымдар көрсеткіштердің тұтас спектрімен жиі сипатталады, Хаусдорф өлшемділігі олардың бірі ғана болып табылады.
Бастапқыда фрактал ұғымы физикада жағалау сызығының ұзындығын анықтау туралы мәселемен байланысты туындады. Қолда бар жергілікті карта бойынша оны өлшеу кезінде, қызықты бір дерек айқындалды - неғұрлым ірі масштабты карта алынатын болса, осы жағалау соғұрлым ұзын болып көрінеді.
Негізінде, осы өлшемдердің нәтижесі түрліше болады екен. Масштабты кішірейткенде, ұзындықтың барған сайын үлкен мәндеріне ие боламыз. Біртегіс қисықтан айырмашылығы, теңіз жағалауының сызығы көбіне тілімденгені соншалық (ең кішкентай масштабтарға дейін), буыны ұзындығы кішірейген сайын, L шамасы - жағалау сызығының ұзындығы - түпкі шекке ұмтылмауы, дәрежелік заң бойынша ұлғаюы тиіс:
(1.1)
мұнда D 1 - дәреженің кейбір көрсеткіші, ол жағалау сызығының фракталды өлшемділігі деп аталады. D шамасы неғұрлым үлкен болса, осы жағалау сызығы соғұрлым тілімденген болып табылады. (1.1) тәуелділігінің келіп шығуы интуициялық тұрғыдан түсінікті: неғұрлым кіші масштабты пайдалансақ, соғұрлым кіші жағалау бөлшектері ескеріледі және өлшенетін ұзындыққа үлес береді. Керісінше, масштабты ұлғайта отырып, біз L ұзындығын азайту арқылы жағалауды түзулейміз.
Қатты масштабтың көмегімен жағалау сызығының ұзындығын L анықтау үшін, қадам жасау керек, мұнда L шамасы-ден заңы бойынша N -ге тәуелді болатындай етіп өзгереді. Нәтижеде масштаб кішірейген сайын жағалау сызығының ұзындығы шексіз ұлғая түседі. Бұл жағдай фракталды сызықты кәдімгі біртегіс сызықтан (шеңбер, эллипс типі) бірден ерекшелейді, аппроксимациялаушы сынған L ұзындығының шегі оның буынының ұзындық нөліне ұмтылғанда, түпкілікті болады. Нәтижеде біртегіс қисық үшін оның фракталды өлшемділігі D = 1 болады, яғни топологиялыққа сәйкес келеді.
d - фракталды объект тұратын кеңістіктің қарапайым Евклид өлшемділігі болсын делік (d = 1 - сызық, d = 2 - жазықтық, d = 3 - кәдімгі үш өлшемді кеңістік). Енді осы объектіні тұтас d-өлшемді радиус шарларымен жабайық. Бұл үшін кемінде шар қажет делік. Сөйтіп, егер жеткілікті кіші жағдайында шамасы -ден дәрежелік заң бойынша өзегеретін болса,
(1.2)
онда D - осы объектінің хаусдорфтық немесе фракталды өлшемділігі деп аталады.
(1.2) формуласын келесі түрде де қайта жазуға болады:
(1.3)
Бұл D фракталды өлшемділігінің жалпы анықтамасы қызметін атқарады. Осыған сәйкес D шамасы осы объектінің жергілікті сипаттамасы болып табылады.
Реттілік пен ретсіздік мәселесі динамикалық астрономияда маңызды қосымшаға ие. Динамикалық жүйелердің көптеген басты ұғымдары өз мәнін галактикалық, жұлдыздық және планеталық құрылымдар және олардың эволюциясы туралы заманауи түсініктерден табады. Бұл түсініктер аналитикалық және басқа да сандық әдістерді пайдалана отырып, N - дене мәселесін қоса алғанда, аспан және статистикалық механикадан алынған жақсы танымал мысалдармен нығайтылады. Сондықтан динамикалық астрономия - бұл гидродинамика, геофизика, биология, плазма физикасы, космология және т.б. сияқты заманауи ғылымдардың басқа да көптеген салаларымен қатар реттілік пен ретсіздіктің іргелі тұжырымдамалары көрініс табатын сала деп айтуға болады.
Динамикалық астрономияның кейбір жалпы тұжырымдамалары жұлдыз - галактикалық және планеталық жүйелер бақылауымен нығайтыла түседі. Ретілік пен ретсіздіктің үйлесімін галактикалардың құрылымы мен динамикасының маңызды тетігі деп санау керек. Олардың шектелген саны ғана сфералық потенциалмен сипатталады, алайда көпшілігі өстік немесе үшөстік симметрияға ие. Соңғы жағдайда потенциал қатты деформацияланып, күшті реттелмеген бейберекет қозғалыстар орын алады.
Жұлдыздардың, галактикалардың үлестіруі, галактикалар шоғыры және тағы сол сияқты материялар ілгеріден бері әуесқойларды да, мамандарды да қызықтырып келеді, алайда кластеризация астрофизикада әлі күнге зерттелмеген. Негізгі мәселелердің бірі - неліктен материялардың үлестіруі тұрақсыз иерархиялық заңдарға, ең болмағанда, масштабтардың белгілі бір диапазонында бағынады.
Жағдайды іргелі ұстаным тұрғысынан қарастыра отырып, тұрақсыз иерархиялық заңдарға қатысты болмау ниеті оны математикалық тұрғыдан сипаттайтын аспаптардың болмауынан келіп шықса керек. Статистикадан екі жорамалдың ішінен мұқият зерттелген деп біреуін ғана таңдау талап етіледі.
Алдыңғы жұмыстарда [1, 127 б.] деректерді масштабтық-инварианттық фракталды тозаң туралы ұғым аясында түсіндіруге болады деп тұжырымдайтын жұлдыздар мен галактикалардың теориясы ұсынылды. Жұлдыздар мен галактикалардың таралуы кейбір өзұқсас аумақты құрайды, оның ішінде фракталдық өлшемділік теңсіздігін қанағаттандырады .
Ғарыш жасалымдары бірін-бірі қармайтын құрылымдар иерархиясын құрайды (жұлдыз - жұлдыз шоғыры - галактика - галактикалар шоғыры және т.б.). Атап айтсақ, біз бақылап отырған әлем (радиусы 15 млрд. жарық жылына жуық) ең кішісі өз ішінде біздің көру көкжиегімізден құралатын, бірін-бірі қармайтын ықшам ғарыш жасалымдарының реттілігіне кіреді, оны біздің Метагалактикамыз деп атау керек.
Қазіргі таңда жалпы қабылданған Әлемнің фридмандық моделі космологиясында Әлем біртекті және массаның соңғы тығыздығына ие деп болжанады. Сонымен қатар қазіргі таңда суреттелетін Әлемнің фракталдығы бір кездері табиғи деп саналған болжамдарды дұрыс емес деп көрсетеді. Біздің планетамыз Күн жүйесіне кіреді, Күн басқа жұлдыздармен бірге галактиканы құрайды, галактикалар құрылымдана келіп, галактикалар шоғырын түзеді және т.б. Жұлдыздар арасындағы қашықтық жұлдыз жүйесіндегі планеталар арасындағы қашықтықтан әлдеқайда көп. Галактикалар арасындағы қашықтық жұлдыздар арасындағы қашықтықтан көп және т.б.
Ерекше сиретілген және иерархияланған күйде бола тұрып, ғарыш құрылымдары фракталды болып келеді, мұны бірқатар авторлар растайды. Осы фактінің қабылдануы басқа бір жайтпен күрделене түседі: 300 млн. жарық жылында немесе одан көп қашықтықта біздің Метагалактикамыз (макро) біртекті болып келеді. Сондай-ақ фракталды құрылымдары маңызды түрде біртекті емес.
Галактиканың фотосуретінде жарқыраудың үлестіруі оның морфологиялық типін анықтайды. Осы бір тікелей бақыланушы үлестіру пен галактикалық зат динамикасы арасында байланыс орнату қызықты жайт болып табылады. Мысалы, галактикалардың түсі Е - жүйелерден Ir - жүйелерге қарай өзгере түседі: Ir - галактикалар ең көгілдірі, S - галактикалар қызыл, ал Е - галактикалар ең қызылы болып келеді.
Галактиканың түсі, оның жарқырауы мен айналу жылдамдығы галактиканы біртұтас бүтін ретінде сипаттайды, ал морфологиялық типі дискі бойынша заттың жарқырауының жергілікті бөлінуімен байланысты. Галактиканың сандық морфологиялық типін дискі бойынша жарықтың таралуының фракталды өлшемділігі деп сипаттауға болады.
Хаусдорф өлшемділігі ғарышта байқалатын түрлі күрделі құрылымдарды санмен салыстыруға мүмкіндік береді екен. Асашоғырлануда галактикалардың кеңістіктік үлестіруінің фракталды қасиеттеріне жуырда ғана Тарту обсерваториясында өз қызметкерлерімен бірге Я.Эйнасто талдау жасады. Бикеш шоқжұлдызындағы асашоғырлану құрылымын танытатындығы анықталды. Асашоғырлану масштабтарынан асып түсетін кеңістіктік масштабтарда (300 Мпк), галактикалар үлестіруінің хаусдорф өлшемділігі үш өлшемді кеңістіктің топологиялық өлшемділігіне жуық болып келеді. Егер бақыланушы Әлемде заттардың үлестіруі үлкен кеңістіктің масштабтарда біртекті болса, осылай болуы керек.
Галактиканың дискі бойынша жарқырау үлестіруінің фракталды қасиеттері галактикада болатын физикалық үдерістерге байланысты. Сондықтан бақыланушы жарық үлестіруінің D фракталды өлшемділігі галактиканың физикалық қасиеттеріне байланысты. Мысалы, Е - галактикалардан S - галактикаларға өткенде, фракталды өлшемділік азаяды. Галактикалық құрылымның пайда болуының әрбір моделі үшін, теориялық мәнін есептеп, бақыланушы фракталды өлшемділікпен салыстыру керек.
Галактикалардың спиральды өрнегі - орасан зор масштабта ортаның реттелген қозғалысына тамаша мысал болып табылады. Спиральды бқтақтардың ені мың парсекке жетеді. Жүздеген миллион жыл ішінде спиральды өрнек өмір сүреді.
Спиральды өрнектің пайда болуы галактиканың айналуымен және галактикалық ортада динамикалық тұрақсыздықтың дамуымен байланысты. Бұрыштық айналу жылдамдығы орталықтан қашықтықтың өсе түсуіне орай азая береді. Бұрыштық жылдамдықтың қашықтыққа тәуелділігі галактикалық заттың әрбір бөлшегі жүйенің орталық аумақтарына еркін түсетін жағдайға ұқсас. Кейбір кезеңде заттар үлестіруінде жұлдызды жүйенің радиусы бойлап орналасқан біртектілік еместік орын алады. Ішкі аумаққа қарағанда, сыртқы аумақтар баяу айналатындықтан, уақыт өте келе біртектілік еместік спиральға ұласады. Кез келген табиғаттың біртекті еместігі осындай формаға ие болады екен. Мысалы, егер кейбір кезеңде тығыздықтың жергілікті ұлғаюынан гравитациялық өрістің жергілікті ауытқуы туындаса, дискі бойлап гравитациялық потенциалдың спиральды толқыны жүгіретін болады. Осы айнымалы потенциал қатарында тығыздық толқыны деп аталатын заттардың кезеңдік қоюлануы туындайды. Спиральды құрылым толқын үдерісі болып табылатындығын өз Галактикамыздағы жұлдыздар жылдамдығы қатарын зерттеу жұмыстары растап отыр. Астрономдар Е.Д. Павловская, Ю.Н. Мишуров және А.А. Сучков жұлдыздар жылдамдығының қатары спиральды пішіннің кезеңдік құрылымына ие екендігін көрсетті.
Жұлдыздардың күрделі құрылымын, оның ішінде фракталдығын ұғыну үшін, олардың эволюциясын қысқаша сипаттап өтейік. Туылғаннан өлгенге дейінгі бірізді эволюция циклынан өтетін жұлдыздар негізгі қолжетімді астрофизикалық объектілер болып табылады. Жұлдыз эволюциясының барысында, атап айтсақ, галактикада массалары әр түрлі жұлдыздар туылғанда, массаның бастапқы функциясына (IMF) жауап беретін алғашқы жуысуда толық белгілі бір реттілік байқалады, аккрециялаушы массалы жұлдыздардар аумағындағы еңісі Салпитердің белгілі функциясына сай келеді.
Жұлдыздың пайда болу ошақтары генетикалық тұрғыдан массалық, салыстырмалы түрде жазық галактикалық дискімен байланысты, оның симметрия жазықтығында тығыздығы біртекті бөлінбеген газ бен тозаңның қоспасы түріндегі көзге көрінетін зат шоғырланады. Мұндай көпфазалы, көпкомпонентті орта гравитациялық қысу барысында тұрған және жұлдыз жиынтықтары мен ассоциацияларының ерте қалыптасу сатысы болып табылатын массалық салқын тығыз бұлттарға тән болып келеді. Дискілік галактикаларда жұлдыздың пайда болуы ~ 107MS массалы және газ дискінің қалыңдығындағы өлшемде келетін ОВ-ассоциацияларда белсенді орын алады, сөйтіп коллапс барысында жинақталудың 90%-ға жуығы ~ 103MS массалы жұлдыздарға ыдырайды.
Осы ортадан кейбір қауіпті тығыздыққа жеткенде, гравитациялық тұрақсыздықтың салдарынан, потенциалды энергияның кинетикалық энергияға өтуінен, сондай-ақ пайда болған қоюлану қозғалысы мөлшері кезеңінің шеткергі аумақтарға берілуінен, қысумен және қарқынды жылу бөлумен сүйемелденетін газ конденсациялары туындайды. Протожұлдыз қойнауларында температура бірнеше миллион градусқа жеткенде, термоядролық синтез үдерісі басталады, ал тартылыс күштері газдың ішкі қысымымен теңеседі (гравитациялық тепе-теңдік), нәтижеде қысу тоқтайды, жұлдыз Герцшпрунг - Рассел диаграммасында масса-жарқырау қатынасына тәуелді белгілі бір орынға ие болады, мұнда жұлдыз ядролық жанармай қорлары таусылғанға дейін тұрады. Жұлдыздың орталық аумағында ядролық реакциялардың салдарынан энергия бөлінуі нұрлы және конвективтік жылутасымалдаумен сүйемелденеді, мұның өзі қойнау заттарының белсенді араласуына әкеледі (массасы аз жұлдыздар тұтас конвективті).
Жұлдыз эволюциясының теориясына орай, сутегінің жануы аяқталған соң, M 8MS массалы жұлдыз (мұнда MS - Күннің массасы) басты реттілікпен үйлесіп, бастапқыда қызыл алыпқа айналады, соңынан ақ (құлдыраған) ергежейлі күйіне эволюцияланады.
Ақ ергежейлілер жұлдыз тұрғындарының басым бөлігі (біздің Галактикамыздағы жұлдыздардың 95%-ны дейін) эволюциясының аяқтаушы сатысына тән пішінді танытады, олардың бастапқы массасы (0,08 - 8) MS диапазонында жатады. Төменгі шек жұлдыздар жылу тепе-теңдігінде тұрғанда, классикалық сутегі-гелийлік термоядролық реакцияның басталу шартына жауап береді. Күн сияқты жұлдыздар үшін бұл РР тізбекшесі деп аталады, ол барынша массалы жұлдыздар үшін сутегі мен гелийден кейін қабықша жанатын С - N - О циклынның алдына келеді. Сәйкес ретте, көміртегі-оттегілік ақ ергежейлілер біреулік және M8MS-ке ие кең қосалқы компаньондардың (a300RS-ке ие) соңғы сатысы болып табылады, құлдыраған гелийлік ақ ергежейлілер тығыз қосалқы (a300RS-ке ие) және M ~ 2,5MS массалы компаньондардың соңғы сатысы болып табылады. Оларды қоңыр ергежейлілерден - 0,01MSM0,08MS массаға ие квазижұлдыздардан айыра білу керек, олардың қойнаудағы температурасы РР циклын оятуға жеткіліксіз, сондықтан олар массасы аз жұлдыздар және планеталар арасында аралық орынды иеленеді.
Атап өтерлік жайт, ақ ергежейлілердің бір бөлігінде эволюцияның аяқтаушы фазасы жаңа жұлдыздың жарылуымен сүйемелденуі мүмкін, мұның өзі сутегі қабықшасының ядроға аккрециясымен байланысты, мұнда температура бірден артып, электрондардың ішінара құлдырауы жағдайында қысқа C - N - O циклында сутегінің тұрақсыз жануы орын алады. Салпитер спектрінің MWO ~ 0,6M0,4 құлдилығымен анықталатын көпшілік ақ ергежейлілердің түпкі массасы шамамен 0,6MS құрайды, ал өлшемі жер тобындағы планетаның мөлшерімен бірдей болады, осыған орай олар үлкен орташа тығыздықты иеленеді. Тиімді температуралар 150000 К-дан 4000 К-ға дейінгі кең диапазонда жатады. Салқын құлдыраған ергежейлілер абсолюттік нөлге жуық болса да, кинетикалық энергиясын сақтап қалатын бос электрондардың құлдыраған газының жоғары тығыздығына орай, гравитациялық қысуға қарсылық көрсетеді. Тығыздығы өскен сайын қозғалыс амплитудасы мен құлдырау дәрежесі ұлғая түседі, мұның өзі эволюцияның аяқтаушы кезеңінде осындай жұлдыздың коллапсына кедергі жасайды.
8MSM100MS-ке ие барынша массалы жұлдыздар сутегі, гелий және басқа да ауыр металдардың жануынан бастап, темір құрағанға дейінгі бүкіл бірізді циклдарынан өтеді. Темір ядро пайда болғаннан кейін жұлдыздың қысылуы орталық бөлігіндегі термоядролық реакциялар есебінен энергия бөлумен тоқтап қалмайды. Қысу энергиясы темір ядроларын ыдыратуға жұмсалады, орталығындағы қысым электрондық газдың құлдырауымен, ал тығыздығы атом қалдықтарының тығыздығымен анықталады. Статистикалық физиканың түсінігі бойынша, салқын электрондармен ұстап тұрылатын максималды масса Чандрасекардың шектік масасына тең , мұнда - бір электронға тура келетін нуклондар саны.
Массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, -ке ие жұлдыздар өз өмірінің соңғы жағында сыртқы қабықшаларын тастайды (жарылады), мұның өзі өте жаңа жұлдыздардың жарқылы ретінде байқалады, яғни мұнда жиынтық гравитациялық және кинетикалық энергия (басты ретте, нейтрино түрінде) 1053 эргс-ке жетеді. Осы бір орасан зор энергия үлестіруінен көзге көрінетін сәулелену 1%-ға жуық құрайды. Осы құбылысты қатты жарылыс теориясы аясында, ал оның жұлдызаралық газ бойынша таралуын детонациялық толқын ретінде сипатауға болады. Бұл жағдайда массаның шектік мәні MS (30 -- 40) құрайтын екі типті өте жаңа жұлдыздар ерекшеленеді. Массасы осы шектен төмен жұлдыздар кәдімгі ретте эволюцияланады, өте жаңа жұлдыздың жарылу фазасынан кейін, Герцшпрунг - Рассел диаграммасының тиісті тармағында тұрып, қызыл орасан зор алыптар ретінде жарық төгеді. болатын неғұрлым массалы объектілер сутегілік қабықшасынан толық айырылады, ал өте жаңа жұлдыздың жарылысы ядро коллапсымен сүйемелденеді, оның соғынан нейтрондық жұлдыз (пульсар) немесе (жағдайында) қара құрдым түрінде массасы өте жоғары компакт қалады. Көбіне протондар мен нейтрондардың бірнеше пайызы бар нейтрондардан құралған нейтрондық жұлдыздың ішіндегі R радиусы 10-15 км болғанда ядролық қаптама тығыздығы ρ0=2,8·1014 г· см-3 сәйкес келеді. СD - галактикалар ядросында галактикалық газды акрециялайтын және орасан зор мөлшерде гравитациялық энрегия бөлетін массасы өте жоғары қара құрдымдар (квазарлар) пайда болады.
Эволюцияның аяқтаушы сатысында пайда болатын пішіндік үйлесім жұлдыздың массасына байланысты болады. Массасы аз жұлдыздар қызыл алыптардан заттың салыстырмалы түрде баяу шығуы жағдайында, ақ ергежейліге өту сатысында алуан түрлі, бірақ жеткілікті шамада реттелген пішіндерге ие планеталық тұман қалдырады. Олар турбулизацияланған газдан құралады, осы пішіндерді тұмындылық затының өз бетінше құралу барысында иеленген деп ойлауға да болады. Мұндай реттеліс, оның ішінде ашық айқындалған цилиндрлік симметрия жұлдызда жақын серігінің және олардың қабықшаларының біріккен эволюциясы болуымен байланысты болуы мүмкін. өте жаңа жұлдыздар жарқ еткенде де, кеңейетін газдың жұлдызаралық ортамен өзара әрекеттесуінен туындайтын өте күрделі пішіндік үйлесімдер пайда болады, мұнда ретсіздік барысында белгілі бір реттілікті атап көрсетуге болады. Жұлдызаралық галактикалық ортаның жұлдыздар қойнауындағы нуклеосинтез барысында және өте жаңа жұлдыздар жарқ еткенінде пайда болатын ауыр элементтермен баюына қарай, алғашқы және кейінгі буындағы жұлдыздардың қалыптасу шарттары ерекшеленеді, мұның өзі, атап айтсақ, жұлдыз затының металдану дәрежесіне (неғұрлым ауыр металдардың сутегісіне қатынасы) және планеталық жүйенің пайда болу ықтималдығына байланысты.
Көптеген физикалық объектілер сияқты, жұлдыздар тепе-теңдік жағдайы айналасында ауытқу жасауға қабілетті болып келеді. Қарапайым жағдайда бұл сфералық-симметриялық соғулар болып танылады, мұнда жұлдыз орталығынан бір қашықтықта тұрған заттың барлық элементтері радиус бойлап синхронды түрде ығысады. Мұндай қимылдарды радиалды соғу деп атайды.
Радиалды соғатын жұлдыздарға Цефей дельтасы (классикалық цефеидтер), RR Лиралар, W Бикештер, RV Торпақтар және Кит (миридтер) типіндегі айнымалылар жатады. Осы жұлдыздар құрылысының басты ерекшелігі - олардың массасының 90%-дан астамы ықшам ядроға негізделген, оның радиусы жұлдыз радиусының оннан біріне жетпейді. Радиалды соғатын айнымалылардың типіне қарай беткейлік қабаттар соғу циклының барысында жұлдыз радиусының оннан бірінен (Цефей дельтасы сияқты айнымалылар) жартысына дейін (W Бикеш және RV Торпақ сияқты айнымалылар) құрайтын қашықтыққа жылжиды. Сөйтіп, радиалды соғу кезінде жұлдыздың маңызды көлемі қозғалыспен қамтылады, алайда соғылатын қабаттардың массасы жұлдыздардың массасымен салыстырғанда, онша үлкен емес. Беткейге жуық маңда заттың қозғалу жылдамдығы секундына бірнеше ондаған шақырымды құрайды. Мирид және RV Торпақ сияқты айнымалылардың сыртқы қабаттарында ауырлық күшінің үдеуі мардымсыз болғаны соншалық, мұндай жылдамдықта газдың бір бөлігі қоршаған кеңістіккке қайтымсыз лақтырылады. Соғатын жұлдыздардың атмосферасынан заттардың шығуы жұлдыздан шығатын газда конденсацияланатын ұсақ тозаң бөлшектерінің қатысуымен спектрдің инфрақызыл диапазонындағы бақылаулар арқылы анықталады.
Жұлдыздарда аса күрделі, радиалды емес ауытқулар болуы мүмкін. Радиалды соғу кезіндегідей, зат бұл жағдайда радиусы бойымен ығысады, алайда ығысу фазасы сонымен қатар қозғалатын қабаттың беткейіндегі нүкте кординаталарына тәуелді болады. Нәтижеде радиалды емес соғатын жұлдыздың беткейлік қабаттары жекелеген учаскелерге бөлінеді, бірінде зат жұлдыздың ортасынан қозғалса, басқаларында қарама-қарсы бағытта қозғалады. Радиалды емес соғатын жұлдыздардың аса танымал өкілдері - Қалқан дельтасы мен Цефей бетасы сияқты айнымалылар. Радиалды соғатын жұлдыздардан айырмашылығы, олардың жарқыл айнымалығы жұлдыздың бүкіл беткейінің радиусы мен температурасындағы бірмезгілдік циклдық өзгерістермен байланысты, радиалды емес соғу кезінде сәуле шығару ағынының өзгерісі жұлдыз беткейінің жекелеген учаскелеріндегі температураның түрленуімен байланысты. Сондықтан радиалды емес соғатын жұлдыз жарқылы өзгеруінің жиынтық амплитудасы үлкен емес, әдетте, жұлдыз шамасының жүзден бір үлесінен аспайды. Осы себепті редиалды емес жұлдыздардың басым көпшілігі жұлдыз фотометриясы мен спектроскопиясы әдістерінің маңызды ілгерілеуіне орай, соңғы жылдары ғана анықталды.
Герцшпрунг - Рессел диаграммасында жұлдыздардың орналасуы маңызды дәрежеде оның эволюциялық мәртебесін, яғни бір жастағы және масса мәні М, жарқырауы L, беткейлік температурасы T және химиялық элементтер құрамы бойынша жуық келетін жұлдыздар тобына қатыстылығын анықтайды. Қазіргі таңда жұлдыздардың беткейлік температурасы сенімді түрде спектірлік талдау әдістерімен өлшенеді, ал жарқырау жұлдыздарға дейінгі қашықтықтың анық болмау салдарынан жеткіліксіз дәрежеде белгілі болып отыр. Соғатын айнымалылар үшін Герцшпрунг - Рессел диаграммасында жұлдыздың тұрғылықты жері мәселесі маңызды түрде жеңілдей түседі, өйткені қосымша мәліметтерді пайдалануға болады: соғу кезеңі, қисық жарқылының амплитудасы мен пішіні, соғы циклы ішінде спектрлік сызықтардың өздеріне тән әрекеті.
Герцшпрунг - Рессел диаграммасынан соғып тұратын жұлдыздарды қарастыру кезінде, көзге алғаш түсетінің - соғып тұратын айнымалы жұлдыздардың белгілі және көптеген топтары орналасқан шекте жолақтардың болуы.
0.1 сурет - Айнымалы жұлдыздардың түрлі типтері бойынша Герцшпрунг - Рессел диаграммасы (а және ә)
а
а
ә
ә
Негізінде, барлық жұлдыздар айнымалы болып келеді. Көріп тұрғанымыздай, жұлдыздардың құрылысы мен жарықтығы эволюция барысында өзгереді. Осы өзгерістер, әдетте, баяу болғанымен, кейбір эволюциялық фазалар төтенше жылдам болуы мүмкін. Эволюцияның кейбір сатыларында сонымен қатар кезеңдік ауытқулар, мысалы, жұлдыздардың сыртқы қабаттарының соғуы орын алатын болады. Жұлдыз жарығындағы шағын ауытқулар жұлдыз беткейінде өз өсімен айналған кезде, пайда болатын және жоғалатын ыстық және салқын дақтармен шақырылуы мүмкін. Күннің жарқырауы күн дақтарынан аздап өзгереді. Осындай дақтар барлық дерлік жұлдыздарда болуы мүмкін.
Жұлдыздар құрылымының ретсіздігі, фракталдығы тұрғысынан түсіндірілуі мүмкін кейбір эксперименттік жұмыстардың нәтижелері келтірілген. [2] жұмыста HE2-446 объектін көпжылдық спектрлік және фотометрикалық бақылау нәтижелері келтірілген. HE2-446 объектін фотометрикалық бақылау 1972 жылы: V=14m.8, K =8m.4, H-K=1m.30 және1976 жылы өткізілді: U=17m.09, B=15m.87 и V=14m.82. [2] мақалада HE2-446 спектрінде және сутегісінің бальмерлік сызықтарының баламалы ендерінің айнымалығы туралы алдын ала қорытындылар жасалды. Осыдан кейін жұмыста 35 жыл бойы алынған осы объектінің барлық спектограммалары өңделген, эмиссиялық сызықтардың салыстырмалы қарқындылығы өлшенді, ең эмиссиялық сызықтардың профилдері зерттелді. Жұмыста келесі нәтижелер алынған: және эмиссиялық сызықтарының баламалы ендерінің өте үлкен мәні. Be жұлдыздары үшін осы шама, әдетте, 50 Å-дан аспайды. Зерттелінуші объект едәуір масссалы жұлдыздарға жатады деп күтуге болады. Спектрде тыйым салынған [OI] және [NII] сызықтарының болуы жұлдыздың маңайында салыстырмалы түрде тығыздығы төмен, негізгі дискіден тыс орналасқан аумақтың болуын растайды. Hα эмиссиялық сызығының симметриялық емес болуы мен оның өзгеруі сызық қалыптасатын қабықшаның біртекті емес немесе симметриялық емес құрылымын көрсетеді. максималды қарқындылығының жұлдыздың үздіксіз спектрі деңгейіне қатынасының артуымен сүйемелденетін және ұлғаюы сутегі сызығында сәулелену ағынының күшеюін білдіреді. Эмисиялық қабықшада Ne-нің болжалды артуын сутегі эмиссиясының артуы ретінде немесе сызықтардың [OI] әлсіреуі ретінде түсіндіруге болады. Өз кезегінде иондалған газ тығыздығының өзгеруі ата-аналық жұлдыз массасының механизмін белсендіруден туындауы мүмкін.
0.2 Галактикаларды фракталды талдау
0.2.1 Қызыл ығысулар мен фотометрикалық қашықтықтардың заманауи бейнелері
Ұзақ уақыт бойы астрономдар аспан сферсаындағы екі өлшемді карталарда орналасуына негізделе отырып, галактикалардың кеңістіктегі үлестіруі туралы жанама қорытындылар ғана жасай алды. Сол дәуірде жасалынған жақсы шолу Peebles кітабында (1980) келтіріледі.
Соңғы жылдары жағдай мүлдем өзгерді, қызыл ығысуларға кеңінен шолу жасау бойынша алынған деректер көмегімен галактикалардың кеңістіктегі орналасуын өлшеу мүмкіндігі пайда болды. Қазіргі таңда материяның (жарықтанатын және күңгірт) кеңістіктік үлестіруін зерттеу бойынша бірнеше әдістер бар: қашықтықты фотометрикалық өлшеу, галактикалар мен квазарлардың қызыл ығысуларына кеңінен шолу жүргізу, галактикаларды есептеуді талдау және әлсіз гравитациялық линзаланудан туындаған көріністердің бұрмалануын зерттеу. Барлық осы бақылау әдістері кластеризациялау дегеніміз - бұл галактикалар әлеміндегі жалпы құбылыс екенін көрсетті.
1.2.2 Қызыл ығысуларға шолу жасау
Табиғат астрономдарға қызыл ығысу - қашықтық сызықтық қатынасы түрінде галактикалардан тыс қашықтықтарды өлшеу тәсілін берді, ол жалпы алғанда фотометрикалық әдістерге қарағанда едәуір дәл болып келеді. Мысалы, галактикаларға тән қатардың 50 кмс жылдамдықтар дисперсиясы үшін, 1 Мпк-ге жуық дәлдікте қашықтықты өлшеуге болады. Осы тәсілде қоршаған Әлемнің терең кеңістіктік картасын алу үшін, жеткілікті мөлшердегі әлсіз жұлдыз шамасына дейін қызыл ығысуларға толық шолу жасауға болады.
de Vaucouleurs, de Vaucouleurs & Corwin екінші тірек каталогында (1976) 2700-ден аса галактикаларға арналған қызыл ығысулар келтірілген. Мұның өзі галактикалар құратын құрылымдардың картасын жасау үшін қызыл ығысуларды пайдалануға мүмкіндік берген жаңалық болды.
Мақалада: "Соңғы он бес жылда оптикалық, сондай-ақ радиодетекторлар мен спектрометрлер технологиясындағы ілгерілеу галактикалардың өлшенген қызыл ығысуларының саны жағынан керемет дүмпу тудырды" деп атап өтіледі. Деректерді жинақтау жылдамдығы әлі күнге экспонент бойыша ұлғаюын жалғастырып келеді. Қазіргі таңда негізінен оптикалық спектрлер бойынша миллионнан аса қызыл ығысулар белгілі болып отыр. Осы бір "қызыл ығысулар индустриясы" галактикалардың кеңістікте бөлінуінің үш өлшемді карталары үшін тұрақты негізде жаңа нүктелер жасап келеді. Кейбір телескоптарда барлық бақылау уақыты қызыл ығысуларды өлшеуге арналып келеді.
Қызыл ығысулардың кейбір үлкен шолулары аяқталды. Олардың ішінде CfA, SSRS, LCRS, ESP қысқартылған атауларымен белгілі болғандары да бар. Олардың маңызды параметрлері 1.1 кестеде келтірілген. Толық информацияны оқырман "Sylos Labini et аl. (1998)" мақаласынан оқи алады. Осы шолулар негізінде CfA1, CfA2, SSRS1, SSRS2, Perseus-Pisces, LEDA сияқты кең бұрышты, сондай-ақ LCRS, ESP сияқты аспан сферасындағы тар жолақтар түріндегі галактикалар үлестіруінің үш өлшемді карталары пайда болды.
2.1 кесте - Галактикалардың кейбір бейнелері. Бағаналарда шолу жасау атауы, шолумен қамтылатын дене бұрышы Ohm, көзге көрінетін жұлдыз шамасының шегі, галактикалардың толық саны N, қашықтықты анықтау әдісі
Қашықтықиндикаторы
Қашықтықиндикаторы
Сілтеме
Сілтеме
Соңғы онжылдықта жүздеген мың қызыл галактикалардан тұратын ерекше үлкен шолулар пайда болды: 2dF екі градус қатарда галактикалық қызыл ығысуларды шолу (Colless et al., 2001, 2003) және слоандық сандық аспанды шолу (Sloan Digital Sky Survey - SDSS, Loveday et al., 2002). Осы галактикалық каталогтардың тереңдігі 100 Мпк-ге дейінгі өлшемдегі құрылымдарды табуға және талдауға мүмкіндік береді (1.2-сурет).
1.2 сурет - CfА каталогына және SDSS галактикалардың алғашқы қызыл ығысуларына шолу жасауға сәйкес ірі масштабты құрылым (Courtois et al. мақаласынан, 2004). 100 Мпк-ге жуық масштабтарда құрылымдардың алуан түрлі типтері жақсы көрініп тұр
1.2.3 Шолу шектері
Қызыл ығысуларға шолу жасау, негізінен, екі шамамен шектелген: шолудың көзге көрінетін жұлдыздық шамасы шегімен және әр түрлі жұлдыздық шамалар үшін алуан түрлі болып келетін қашықтықтар модулі шегімен. Сонымен қатар құрылымдық талдау жасау үшін аспанның жеткілікті шамадағы үлкен жамылғысына ие болуға болады.
Квадратты градуста галактикалар саны жұлдыз шамасының өсуімен бірден ұлғая түседі. m≈15.5 дейін кв. градусқа шамамен бір галактика тура келеді, ал 19 жұлдыз шамасына дейін - шамамен 85. Оны телескоп өрісінде бір мезгілде галактикалардың бірнеше жүздеген спектрлерін өлшеуге мүмкіндік беретін заманауи МНС (мультиобъектті спектрограф) аппаратурасының көмегімен жүргізуге болады, егер таңдама көзге көрінетін жұлдыз шамасының біршама шегіне дейін толық болған жағдайда да, оның көлемі жағынан толықтығы абсолют жұлдыздық шамасына байланысты болады: абсолют шамасы бар галактикалар үшін шолудың кеңістіктік толықтығының шегі қашықтық модуліне тең болады:
μlim=mlim-M (1. 4)
Мысалы, mlim=15.5 және M=-20, μ=35.5 жағдайында, мұның өзі rlim=125 Мпк қашықтығына сәйкес келеді (9300 һ75 кмс-ке сәйкес). Келесі жағынан, M=-18 болатын галактикалар rlim=50 Мпк-ге дейін (3700һ75 кмс) ғана таңдамада толық ұсынылады. Бұл қызыл ығысуларға жасалған шолу үлкен қашықтықтарда ең жарық жұлдыздарды ғана зондтайтынын көрсетеді, мұның өзі картинаны бұрмалауы мүмкін. Осы мәселені шешудің бірден-бір жолы - барған сайын әлсіз шектік жұлдыздық шамаларына дейін шолуды кеңейте түсу, өйткені нақты алынған бір галактика жарық немесе әлсіз (немесе алыс немесе салыстырмалы түрде жақын) болатынын алдынала айту мүмкін емес.
Фотометрикалық қашықтықтарға негізделген галактикалар каталогы. Ірі масштабты құрылымдарды зерттеу үшін, қызыл ығысулар каталогы фотометрикалық қашықтықтарға негізделген каталогтарға қарағанда, біршама ыңғайлы болып келеді: 1) қызыл ығысулар каталогын жасауға аз уақыт жұмсалады, 2) әдетте, қызыл ығысулар бойынша алынған қашықтықтарға қарағанда, фотометрикалық қашықтықтар біршама дәл болып келеді, 3) қызыл ығысуларды барлық Хаббл типіндегі галактикалар үшін өлшеуге болады.
Басқа жағынан алғанда, фотометрикалық қашықтықтар өздігінен құрылымды зерттеу үшін бағалы болып танылады.Оларды Жергілікті Көлем картасын жасау және өз айналамыздағы галактикалар саны тығыздығының құлдырау заңын алу үшін пайдалануға болады.
Галактикалардың, әсіресе, топтар мен жиынтықтарға кіретін галактикалардың қызыл ығысулары қашықтықтарды жуық шамада бағалайтындықтан, РҒА Арнайы Астрофизикалық Обсерваториясында Игорь Караченцев ең жарық көгілдір және қызыл жұлдыздарың жарықтығын (Karachentsev & Tikhonov, 1994; Karachentsev et al., 1997) және қызыл алыптардың бұтақтары ұшындағы жұлдыздардың жарықтығын (Karachentsev et al., 2003b) пайдалана отырып, жақын галактикаларға дейінгі қашықтықтарды өлшейтін орасан зор бағдарламаны бастап отыр. Соңғы 10-15 жылда көптеген жақын орналасқан галактикалар алғаш рет жұлдыздарға рұқсат алды. Көп тер төгуді және жердегі ірі телескоптарда және Хаббл ғарыш телескопында ұзақ уақыт бақылауды қажет ететін осы бағдарлама әлі аяқталған жоқ. Осы уақытқа дейін 9h50-1 Мпк шегінде шамамен 150-ге жуық галактикалардың қашықтығы өлшенді (Karachentsev et al., 2003b).
Соңғы жылдары Жергілікті көлем таңдамасын ұлғайту бойынша біршама күш жұмсалды. 21 см сызықта аспанды арнайы шолу (Kilborn et al., 2002) (Kraan-Korteeg & Lahav, 2000) және POSS-II ESOSERC (Karachentseva &Karachentsev, 1998, 2000) пластинкалары бойынша төмен беткейлі жарыққа ие жаңа ергежейлі галактикаларды іздестіру Жергілікті көлем галактикаларының санын екі есеге ұлғайтуға мүмкіндік берді.
KLUN таңдамасы фотометрикалық қашықтықтары ≈100 Мпк дейінгі галактикаларды таңдаудың маңызды мысалы болып табылады, оның келесі нұсқасы - KLUN+ (http:klun.obs-nancay.frKLUN+сіл темесін қараңыз). Мұнда фотометрикалық жұлдыз шамалары және бейтарап сутегі сызығының ені 21 см өлшенген мыңдаған спиральды галактикалар бар. Талли-Фишер қатынасының көмегімен осы екі шама (тиісті дәрежеде түзетілген және біртекті жүйелерге редукцияланған) галактикаға дейінгі қашықтықты бағалауға мүмкіндік береді. Бастапқыда тұрақты Хабблды өлшеу үшін ойластырылған 5500 галактикадан құралған KLUN шолуы өз Галактикамыздың айналасындағы галактикалар саны тығыздығының радиалды үлестіруін зерттеу үшін пайдаланылды (Teerikorpi et al., 1998).
KLUN+ жаңа бағдарламасы Францияда Нанси радиотелескопында қайта құрастырылған Басты Космологиялық Жоба болып табылады. Жұлдыз шамасы бойынша шекарасы бірігей үлкен, Нансиден көрінетін (δ -40о), аспанның 80%-ын жауып тұратын спиральды галактикалар 20000 таңдамасын құру үшін, НІ шолуын орындау жоспарланып отыр. Theureau et al. мақаласында (2004) НІ өлшемдерінің информацияы мен алғашқы нәтижелері берілген. Фотометрия DENIS (Near Infrared Survey - жуық инфрақызыл диапазонда шолу жасау) және 2MASS (2 Micron All Sky Survey - 2 микрон аспан ұзындығында бүкіл аспанға шолу жасау) деректерінен алынады. Мақсаты B, I, J, H және K бес фотометрикалық жолақтарындабелгілі бір жұлдыз шамасына дейін толық таңдама құру болып табылады (KLUN шолуында Bи диаметрлер шамасы ғана болды).
Барлық осы деректер түрлі статистикалық әдістерді пайдалана отырып, қызыл ығысуларға тәуелсіз ретте галактикалардың ірі масштабты үлестіруін зерттеуге мүмкіндік береді.
1.2 суретте көрсетілген үш өлшемді карта бойынша (SDSS) көзбен шолу арқылы 100 Мпк-ге дейінгі түрлі өлшемдегі құрылымдарды тануға болады. Алайда, галактикалардың кеңістіктегі үлестіруінде бақыланатын біртекті емес қасиеттеріне сандық талдау жасау - қиын міндет, оның айналасында бақыланатын құрылымдардың фракталдығы туралы дау-дамай әлі күнге жалғасып келеді.
Бақылау деректерін өңдеу нәтижесінде алынған қорытындылардың мән-жайын түсіну үшін, пайдаланылатын талдау әдістерінің ерекшеліктері мен шектеулерін зерттеген жөн.
1.3 Галактикалар классификациясы
Галактика дегеніміз - бұл шамамен 200 млрд. жұлдыздан құралатын алып жұлдыз жүйесі (олардың ішіне біздің Күн де кіреді). Мұнда сонымен қатар газ бен тозаңның да маңызды мөлшері бар; галактика магниттік өрістермен безендірілген, жоғарғы энергиялардың бөлшектері - ғарыш сәулелерімен толтырылған.
Галактикалардың морфологиялық классификациясы - астрономияда пайдаланылатын көзбен көру белгілері бойынша галактикаларды топтарға бөлу жүйесі. Галактикаларды морфологиялық типтерге бөлудің бірнеше схемасы бар. Оның ішінде ең танымалын Эдвин Хаббл ұсынды, соңынан оны Жерар де Вокулер мен Алан Синддиж дамыта түсті.
1.3.1 Классификация жасауға арналған ілгергі талпыныстар
Галактиканы классификациялау талпыныстары спиральды өрнегі бар алғашқы тұмандылықтардың табылуымен бір мезгілде Лорд Росс тарапынан 1845-1850 жылдары бастау алды. Ол кезде барлық тұмандылықтар біздің Галактикамызға тиесілі деген теория басымдық танытатын. Бірқатар тұмандылықтар галактикалық емес табиғатқа ие болатындығын Хаббл ғана 1924 жылы дәлелдей алды. Сөйтіп, галактикаларды сондай-ақ галактикалық тұмандылықтар деп те классификациялады.
Бұрынғы фотографиялық шолуларда спиральды тұмандылықтар басым болды, мұның өзі оларды жеке класқа бөлуге мүмкіндік берді. 1888 жылы А. Робертс аспанға терең шолу жасап, нәтижесінде көптеген эллипстік құрылымсыз және өте созылыңқы ұршық тәрізді тұмандылықтар табылды. 1918 жылы Г. Д. Кёртис тосқауылды және сақина тәрізді құрылымды спиральдарды жеке Ф-тобына бөлді. Сонымен қатар ол ұршық тәрізді тұмандылықты қабырғадан көрінетін спиральдар ретінде түсіндірді.
Гарвард классификациясы. Бұрын пайдаланылып келген классификациялар статистикалық зерттеулер үшін онша жарамды болмай қалды. Негізінен, бұл әлсіз галактикалардың көріністеріндегі бөлшектерді айқындау қиындықтарына байланысты еді. Сонымен қатар Гарвард обсерваториясының негізгі аспабы 24-дюймдік (≈61 см) рефрактор болды, бұл аспапта галактикалардың жақсылап көрсетілген көріністерін алу қиын болатын. Осы мәселені шешу мақсатында, Х. Шепли 1927 жылы жаңа классификация ұсынып, әлсіз галактикаларды классификациялауда туындайтын қиындықтарды ескеруге тырысты.Гарвард классификациясында барлық галактикалар 5 класқа бөлінді:А класы -- 12m - ден жарық галактикалар
a) B класы -- 12m -ден 14m-ке дейінгі галактикалар
b) С класы -- 14m -ден 16m-ке дейінгі галактикалар
c) D класы -- 16m -ден 18m-ке дейінгі галактикалар
d) E класы -- 18m -ден 20m-ке дейінгі галактикалар
Едеуір көмескі галактикалар Гарвард обсерваториясында бақылау үшін қолжетімсіз болды, алайда қажет болған жағдайда жүйе одан әрі кеңейтілуі де мүмкін.
Галактиканың әрбір класының іші екі параметрмен сипатталды: шоғырлану және эллипстілік. Барлығы болып 10ba формуласына сәйкес эллипстіліктің 10 градациясы енгізілді, мұнда a және b -- галактика пішіні жазылатын эллипстің үлкен және кіші жартылай өстері. Алынған мән бүтін санға дейін дөңгелектенеді. Сөйтіп, дөңгелек галактика 10 эллипстік индексін, ал ұршық тәріздісі -- 1 индексін иеленді. Шоғырлануға дейін орталығына шоғырлану дәрежесінің ұлғаюына қарай a, b, c, d, e, f кіші латын әріптерімен белгіленетін 6 градация енгізілді. Егер мүмкін болса, шоғырлану дәрежесі фотометрикалық тұрғыдан, кері жағдайда жай көзбен өлшенді.
Егер галактикаларда спиральды құрылым көрініп тұрса, осындай галактикалардың классификациясына s индексі қосылып отырды. Пішін мен шоғырлануының тұрақсыздығы i индексімен атап өтілді.
Сөйтіп, Df2 галактикасы -- 16-18m диапазонындағы көмескі галактика, орталығына қарай қатты шоғырланған және қатты созылған, sAb9 -- дөңгелек дерлік, беткейі біртегіс жарық болып келетін жарық спиральды галактика.
Осы классификацияға жататын объектілер саны оны жасау кезеңінде онша үлкен болған жоқ. Олар үшін жеке сипаттама мүмкіндігі берілді.
Келтірілген жүйені біршама уақыт бойы Гарвард обсерваториясы белсенді пайдаланып келді, алайда ол Хабблдың едәуір табысты классификациясы тарапынан ығыстырылып шығарылды.
1.3.2 Хаббл реттілігі
Хаббл реттілігі -- бұл 1926 жылы Эжвин Хаббл ұсынған және 1936 жылы өзі өзгерткен морфологиялық классификация, ол Хаббл камертоны атауымен белгілі, өйткені ... 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