Құрылымы әртүрлі галактикаларды фракталдық бейнелеу


КІРІСПЕ 4
1. ГАЛАКТИКАЛАР ТУРАЛЫ ЖАЛПЫ МАҒЛҰМАТ 5
1.1. Құс жолы . біздің галактика 7
1.2. Хаббл бойынша галактикалардың морфологиялық классификациясы 12
1.3. Галактикалардың қасиеттері 16
1.4. Галактикалардың өлшемдері мен арақашықтықтары, бірігуі 18
1.5. Галактикалардың ядролары, массасы және жасы 21
1.6. Жұлдыздардың қозғалысы 26
1.6.1 Галактикалардың құрамы мен құрылымы 26
1.6.2 Жұлдызаралық орта, газ және шаң . тозаң 27
1.6.3 Жұлдызаралық магниттік өріс және ғарыштық сәулелер 27
1.6.4 Жұлдыздардың тангенсиалдық және сәулелік жылдамдығы 28
2. Энтропиялық талдау 28
2.1 Өзаффиндік және өзұқсас күйлердің энтропиялары 29
3. КОМПЬЮТЕРЛІК МОДЕЛЬДЕУ НӘТИЖЕЛЕРІ 34
3.1 Алмасудың әмбебап бейнелеуі. Эволюциялық фракталдық теңдеу және оның дискретті формасы 34
3.2 Астрономиялық бақылаулардан алынған әр түрлі формадағы галактикалар 36
3.3 Алмасудың әмбебап екі өлшемді бейнелеуі 38
ҚОРЫТЫНДЫ 46
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ 47
Астрономияда астрофизикалық обьект болып табылатын галактиканың сан алуан құрылымы бар. Оларды талдауға бейсызық физика әдістерін қолдану қазіргі кезде галактикалардың физикалық табиғатын жаңа қырынан түсіндіруге мол мүмкіндік береді.
Өзқауым құбылысын бейсызықтық, тепе-теңсіздік, тұйықталмағандық орындалғанда хаостан тәртіптің пайда болуы деп қарастырады. Сондықтан біз жеңілдік үшін хаостық процестердің инвариантылық құрылымы туралы айтамыз. Хаостың сандық сипаттамалары ретінде әдетте физикалық шаманың мәндерінің жиынының информациялық энтропиясын және фракталдық өлшемділіктерін қолданады. Динамикалық хаостың дәлірек сипаттамасы болып Колмогоров - Синай энтропиясы табылады, бұл шама фазалық кеңістік элементтерінің әртектілігін ескереді [1] .
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 галактикаларды, айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтарды 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. Өлшемнің фракталдық шартынан оның «жиналмалы – секірмелі» типті алмасу эволюциясын сипаттайтын әмбебап бейнелеуі белгілі. Барлық белгілі дифференциалды және дискретті динамикалық жүйелердің модельдерінен айырмашылығы - бұл бейнелеу сипаттамалары өзқауым шарттарына сәйкес келетін хаосты тербелістерді шығарады. Алмасу- реттілік пен хаостың алмасуы табиғаттың әмбебап оқиғасы болып табылады. бұл термин гидродинамикада жалпыланған және турбулентті сұйықтың ламинар режиміндегі қозғалысының реттілігін білдіреді. аналогты картиналар уақытша қатарда астрофизикалық, сейсмикалық, нейрофизикалық, нанотехнологиялық және т.б процесстерде бақыланады. Осымен қатар жалпы заңдылық болып кішімасштабты флуктуацияның ірі масштабтымен ауысуының жүйесіздігі жатады. динамикалық жүйе моделінде де алмасу әмбебап түрде зерттеледі, дұрысы, хаоспен период еселігімен ауысу процессінде көрінеді. Жоғарыда кезектестіру мен есептелген процесстер бейсызық, тепе теңсізді және тұйықталмаған жүйелерде өздігінен ұйымдастыру шарты көрсетілгенде жүзеге асырылады. Өздігінен ұйымдастыру процессі өзұқсас динамикалық сипатқа ие, оның фазалық портреті (фрактал) аттрактор болуы мүмкін [2].
Бұл жұмыста Жаңабаев.З.Ж. ұсынған «алмасудың әмбебап бейнелеуі» жаңа есептеу әдісі қарастырылады. Егер галатикаларды динамикалық жүйе ретінде қарастырсақ,онда бейсызық физика әдісімен аттракторлар арқылы оларды классификациялауға болады [2]. Жұмыстың мақсаты осы мәліметтерді бейсызық бейнелеу арқылы модельдеу.
1.Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем // Мат. 5-й меж¬дунар. конф. «Хаос и структуры в нелинейных системах. Теория и эксперимент». – Астана, 15-17 июня,2006.Астана. – Ч.1. – С. 15-23
2. 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. vpechati.
3. Қазақ тілі терминдерінің салалық ғылыми түсіндірме сөздігі: "Мектеп" баспасы" ЖАҚ , 2003. — 248 бет.
4. Б.энциклопедиясы
5. Б.энциклопедиясы, III-том
6. http://malimetter.kz/xabbl-effektisi/
7. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. М.,УРСС, 2001. – 544 с.
8. http://studopedia.ru/7_25271_pulsatsiyalaushi-aynimalilar
9.NASA. Astronomy 21 century (author V.G.Sydrin). V.L.Ginzburg Theoretical Physics
10. Қазақ энциклопедиясы, 4-том
11. Федер Ф. Фракталы. М.: Мир, 2009. – 254 с.
12. www.astronet.ru
13. Засов и Постнов, 2006, с. 290
14. А. В. Засов, К. А. Постнов. Галактики и скопления галактик // Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — С. 323.
15. Жаңабаев З.Ж., Ильясов Н., Темірқұлова Н.И. Бейсызық физика практикумы. Алматы: “Қазақ университеті”, 2003. – 124 б..
16. Ковалевский Ж. Современная астрометрия. М.: Век-2, 2004. – 480 с.
14. Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Межзвездная среда, М., 1963; Гринберг М., Межзвездная пыль, пер. с англ., М., 1970.
15.Жанабаев З.Ж., Наурзбаева А.Ж., Алимгазинова Н.Ш. Информационно-энтропийные характеристики всплесков микроволнового излучения Солнца. Вестник КазНУ, серия физ., №2 (20), 2005.- с.155-160.
16. Стратонович Р.Л. Теория информации.М.: «Сов. радио», 1975. – 424 с.
17. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. М.,УРСС, 2001. – 544 с.
18. Schuster H.G. Deterministic chaos. Physic-Verlag, 1984
19. Zhanabaev Z.Zh. Rep. Nat. Acad. of Science RK. 1996. №5. – Р.14.
20. Halsey T., Jensen M., Kadanoff L., Procaccia I., and Shraiman B. Fractal measures and their singularities: the characterization of strange sets // Phys. Rev. A. – 1986. - Vol. 33. - P. 1141.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Дипломдық жұмыс
Көлемі: 47 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 1300 теңге




Дипломдық жұмыс

Құрылымы әртүрлі галактикаларды фракталдық бейнелеу

Oрындaғaн _______________________ ___
қoлы
____________2016 ж.

Ғылыми жeтeкшi:
ф.-м.ғ.д., прoфeссoр _________________________ _
қoлы
____________2016 ж.

Қoрғayғa жiбeрiлдi:
Кaфeдрa мeңгeрyшiсi
ф.-м.ғ.д., прoфeссoр _________________________ _
қoлы
____________2016 ж.

Нoрмa бaқылayшы :
PhD дoктoр __________________________
қoлы

Aлмaты 2016 ж.

РЕФЕРАТ

Дипломдық жұмыс: 46 беттен, кіріспеден, 3 тараудан, 29 суреттен, 32 формуладан, корытынды бөлімнен, 23 қолданылған әдебиеттен тұрады.
Негізі ұғымдар: Өзұқсас және өзаффинді жиын, информациялық энтропия, динамикалық хаос, галактика, информация, фракталдық талдау, алмасудың әмбебап бейнелеуі, Subaru, Hubble телескоптары, Колмогоров-Синай энтропиясы.
Алынған нәтижелер: Құрылымы әртүрлі галактикаларды фракталдық бейнелеулердің фазалық суреті арқылы сипатталынған.
Зерттеу әдістері: Зерттеу MatLab 2009R компьютерлік модельдеу ортасында галактикалардың бейсызық бейнеленуі арқылы әр түрлі формасын сипаттаймыз.

РЕФЕРАТ

Дипломная работа содержит 46 страниц, введение, 3 главы, 29 рисунков, 32 формулы, вывода, 23 ссылки.
Основные понятия: динамический хаос, галактики, информация, фрактальный анализ, универсальное отображение перемежаемости, телескопы Subaru, Хаббл, энтропия Колмогоров-Синая.
Полученные результаты: В результате работы был написан код программы в среде MatLab, получены различные структуры галактик, хорошо согласующиеся с наблюдательными данными.
Методы исследования: метод компьютерного моделирования в среде разработки MatLab 2009Rb.

ABSTRACT

Thesis consists of 46 pages, introduction, 3 chapters, 29 figures, 32 formulas, conclusion, 23 references.
Basic concepts: dynamic chaos, galaxies, information, fractal analysis, telescopes of Subaru, Hubble, Kolmogorov-Sinai entropy.
Results: As a result of the program code was written in the medium MatLab, various structures obtained are in good agreement with the observational data.
Methods: method of computer modeling in the development environment MatLab 2009R.

Мазмұны
Кіріспе 4
1. Галактикалар туралы жалпы мағлұмат 5
1.1. Құс жолы - біздің галактика 7
1.2. Хаббл бойынша галактикалардың морфологиялық классификациясы 12
1.3. Галактикалардың қасиеттері 16
1.4. Галактикалардың өлшемдері мен арақашықтықтары, бірігуі 18
1.5. Галактикалардың ядролары, массасы және жасы 21
1.6. Жұлдыздардың қозғалысы 26
1.6.1 Галактикалардың құрамы мен құрылымы 26
1.6.2 Жұлдызаралық орта, газ және шаң - тозаң 27
1.6.3 Жұлдызаралық магниттік өріс және ғарыштық сәулелер 27
1.6.4 Жұлдыздардың тангенсиалдық және сәулелік жылдамдығы 28
2. Энтропиялық талдау 28
2.1 Өзаффиндік және өзұқсас күйлердің энтропиялары 29
3. КОМПЬЮТЕРЛІК МОДЕЛЬДЕУ НӘТИЖЕЛЕРІ 34
3.1 Алмасудың әмбебап бейнелеуі. Эволюциялық фракталдық теңдеу және оның дискретті формасы 34
3.2 Астрономиялық бақылаулардан алынған әр түрлі формадағы галактикалар 36
3.3 Алмасудың әмбебап екі өлшемді бейнелеуі 38
Қорытынды46
Қолданылған әдебиеттер тізімі47

Кіріспе

Астрономияда астрофизикалық обьект болып табылатын галактиканың сан алуан құрылымы бар. Оларды талдауға бейсызық физика әдістерін қолдану қазіргі кезде галактикалардың физикалық табиғатын жаңа қырынан түсіндіруге мол мүмкіндік береді.
Өзқауым құбылысын бейсызықтық, тепе-теңсіздік, тұйықталмағандық орындалғанда хаостан тәртіптің пайда болуы деп қарастырады. Сондықтан біз жеңілдік үшін хаостық процестердің инвариантылық құрылымы туралы айтамыз. Хаостың сандық сипаттамалары ретінде әдетте физикалық шаманың мәндерінің жиынының информациялық энтропиясын және фракталдық өлшемділіктерін қолданады. Динамикалық хаостың дәлірек сипаттамасы болып Колмогоров - Синай энтропиясы табылады, бұл шама фазалық кеңістік элементтерінің әртектілігін ескереді [1] .
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 галактикаларды, айнымалы жұлдыздарды, тұмандықтарды 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. Өлшемнің фракталдық шартынан оның жиналмалы - секірмелі типті алмасу эволюциясын сипаттайтын әмбебап бейнелеуі белгілі. Барлық белгілі дифференциалды және дискретті динамикалық жүйелердің модельдерінен айырмашылығы - бұл бейнелеу сипаттамалары өзқауым шарттарына сәйкес келетін хаосты тербелістерді шығарады. Алмасу- реттілік пен хаостың алмасуы табиғаттың әмбебап оқиғасы болып табылады. бұл термин гидродинамикада жалпыланған және турбулентті сұйықтың ламинар режиміндегі қозғалысының реттілігін білдіреді. аналогты картиналар уақытша қатарда астрофизикалық, сейсмикалық, нейрофизикалық, нанотехнологиялық және т.б процесстерде бақыланады. Осымен қатар жалпы заңдылық болып кішімасштабты флуктуацияның ірі масштабтымен ауысуының жүйесіздігі жатады. динамикалық жүйе моделінде де алмасу әмбебап түрде зерттеледі, дұрысы, хаоспен период еселігімен ауысу процессінде көрінеді. Жоғарыда кезектестіру мен есептелген процесстер бейсызық, тепе теңсізді және тұйықталмаған жүйелерде өздігінен ұйымдастыру шарты көрсетілгенде жүзеге асырылады. Өздігінен ұйымдастыру процессі өзұқсас динамикалық сипатқа ие, оның фазалық портреті (фрактал) аттрактор болуы мүмкін [2].
Бұл жұмыста Жаңабаев.З.Ж. ұсынған алмасудың әмбебап бейнелеуі жаңа есептеу әдісі қарастырылады. Егер галатикаларды динамикалық жүйе ретінде қарастырсақ,онда бейсызық физика әдісімен аттракторлар арқылы оларды классификациялауға болады [2]. Жұмыстың мақсаты осы мәліметтерді бейсызық бейнелеу арқылы модельдеу.
1. Галактикалар туралы жалпы мағлұмат

Галактика - жұлдыздар мен жұлдыздардың шоғырлануы, жұлдызаралық газдар мен тозаңнан және түнек материясынан құралған алып, гравитациялық-байланысқан жүйе [3].
Галактикалар - ғаламды құрайтын, өлшемдері өте үлкен жұлдыздар жүйелері. Ғаламның бізге байкалатын бөлігіндегі галактикалар жиынтығын кейде метагалактика деп атайды. Басқа галактикалардан өзгешелініп, біздің Галактика бас әріппен жазылады. Морфологиялық тұрғыдан қарағанда сфералық, эллипстік, спираль және бұрыс пішінді галактикалар ажыратылады. Біздің Галактика спираль түріне жатады, құрамына 1011 астам жұлдыздар кіреді, үлкен диаметрі 80 мың жарық жылындай, ал орталығындағы максимал қалыңдығы 16 мың жарық жылына тең, шетіне қарай 3-6 мың жарық жылына дейін азаяды. Галактикалар кеңістікте әркелкі бөлініп, топтар мен шоғырлар құрайды. Біздің Галактика басқа 15 галактикамен бірге галактикалардың жергілікті тобы деп аталатынды құрайды.Бізге ең жақын деген галактикалар Магеллан бұлттары мен Андромеда тұмандығы.[3].

Сурет 1.1. Galex спутнигі түсірген Андромеда галактикасының ультракүлгін жолақты суреті

Шамамен жүз жыл бұрын біздің галактика әлемдегі жалғыз дене деп есептелді және барлық көрінетін тұмандықтар біздің галактикаға жатады деп саналады. Бұл оларға дейінгі қашықтықтарды анықтаудың қиындықтарына байланысты болды. Қазір ғарыштағы 20 галактиканың жергілікті шоғырын және басқа 10 млрд-қа жуық галактиканы білеміз. Олар топтасып орналасқан және ең сезімтал құралдардың көмегімен анықтайтын қашыктықта жан-жаққа таралып, бір-бірінен алшақтап барады.
Оңтүстік жарты шардың түнгі аспанынан бізге ең жақын "Магеллан бұлттарын" бақылай аламыз. Зер салып қарағанда бұлт "толқып" тұрған тәрізді. Астрономдар оның толкуын біздің галактикаға жакын орналасуымен түсіндіреді. Бір кездері "Магеллан бұлттары" біздің галактикамен соқтығысқан секілді. "Магеллан бұлттары" Құс жолынан көп кіші. Олар біздің Галактиканың серігі. Миллиардтаған жылдардан кейін олардың тағы да бір-біріне жақындауы мүмкін.
"Магеллан бұлтынан" сәл әріректе "Андромеда" галактикасы бар. XX ғасырдың басында оған дейінгі қашықтық анықталып, ол 2 млн жарық жылына тең болды. Біздің Галактика, "Магеллан бұлттары", "Андромеда" жәнө "Үшбұрыш" галактикалары мен бірнеше ергежейлі эллипстік галактикалар Жергілікті галактикалар тобын құрайды.
Галактикалар пішінімен, салмағымен және өлшемдерімен ерекшеленеді. Галактикалардың эволюциясы жайында жұлдыздардың эволюциясына қарағанда олде кайда аз білеміз. Галактика ядролары, олардың галактиканың эволюциясына және құрылымына әсері жөнінде мәліметтер өте аз. Кейбір ғаламдардың газ бен зат бөліп жарылатыны, ал кейбірінің бірімен-бірі өзара әсерлесетінін білгеннен кейін шешілетін проблемалар қатары көбейе түсті.
Біздің галактика тәрізді миллиондаған галактикалар бар. Мұндай галактикалардың тармақтарында жаңа жұлдыздардың пайда болуына негіз болатын газдар мен тозаңдар бар. Бірақ спиральдар барлық уақытта да центрге өте жақын келмейді. Кейде спираль центрден қашық жатқандай, Галактиканың ядросы мен спиральдар арасында оларды жалғайтын бар (жалғастырғыш) тұрған тәрізді көрінеді. Спиральді галактикалар да ядроларының өлшемдерімен ерекшеленеді.[3] .
Дүниедегі ең ірі галактикаларға эллипетік галактикалар жатады. Олардың кейбіреуі шар тәрізді, ал кейбіреуі созылыңқы болып келеді. Олар өздеріне өте жақын келген әлдеқайда кіші галактикаларды қармап алу арқылы кеңейеді.
Сыртқы пішініне қарай астрономдар галактикаларды бірнеше түрге топтайды. Эллипстік галактикаларды 10 түрге бөліп, мынадай белгілеулер енгізді: Е0 (сфералық), E10(қатты майысып, екі бүйірінен жаншылған, пішіні, құймақ нанға ұқсайды). Спиральді галактикаларды сыртқы түріне қарай екі түрге бөлді: жалғастырғышы бар(белгіленуі Sb), жоқ (белгіленуі S) және ядроларының өлшеміне қарай үш түрге
'Sa (ең ірі ядро),
Sb (орташа ядро),
Sc (кіші ядро), сол сияқты Sba, Sbb, Sbc деп бөлінеді. Барлык бұрыс галактикалар бір белгімен 'ir деп белгіленді.
Бірнеше мың өте жарық галактикалардың ішінде шамамен 80%-ы спиральді, 17%-ы эллипсті және 3%-ы бұрыс галактика. Галактикаларға дейінгі қашықтықтарды әр түрлі әдістермен анықтайды: цефейдтер, жаңа және аса жаңа жұлдыздар, өте жарық, жұлдыздар бойынша т. с. с.[3].
1.1. Құс жолы - біздің галактика

Құс жолы (немесе бас әріппен Галактика) -- құрамына Күн жүйесі және көптеген жұлдыздар енетін алып аумақты спиральді галактика. Ол шамамен екі жүз миллиард жұлдыздан, сондай-ақ жұлдыз шоғыры мен тобынан, газ бен тозаң тұмандықтарынан және жұлдызаралық кеңістікке таралған жеке атомдар мен түйіршіктерден құралған. Бұлардың үлкен бөлігінің пішіні линза тәріздес, оның көлденеңі шамамен 30 кпк, ал қалыңдығы 4 кпк. Кіші бөлігінің пішіні сфера тәріздес, оның радиусы шамамен 15000 пк. Құс жолы галактикасының барлық құраушылары кіші симметрия осінен айналатын, бірыңғай динамикалық жүйе болып байланысқан.[4].

Сурет 1.2. Құс жолы (компьютерлік модель)

Этимологиясы
Жердегі бақылаушыға аспандағы мыңдаған жеке жұлдыздар Құс жолы тәрізді көрінеді. Осыған байланысты біздің галактика Құс жолы жүйесі деп те аталады. Құрамына Күн енетін галактиканы басқа галактикалардан ажырату үшін, оны кейде біздің галактика деп те атайды. Кейде Галактика (бас әріппен) деп те жазылады.
Құс жолы -- кең, ақшыл жолақ болып тұтасқан орасан көп жұлдыз шоғыры.[4].
Алайда аспан сферасына қатарласа проекцияланатын жұлдыздар кеңістікте бір-бірінен алшақ орналасқан. Сондықтан әр түрлі бағытта секундына ондаған, жүздеген километр жылдамдықпен қозғалатындығына қарамастан, олар бір-бірімен ешқашан соқтығыспайды. Жұлдыздардың кеңістікте таралу тығыздығы Галактика полюстерінің бағытында тым аз болады. Жұлдызаралық зат та кеңістікке бір қалыпты таралмаған, олардың басым көпшілігі жеке бұлттар мен тұмандықтар түрінде галактикалық жазықтықтың маңына шоғырланған.[4].
Ашылу тарихы
Құс жолының жұлдыздық табиғатын тұңғыш рет 1610 жылы Галилео Галилей байқаған. Бірақ Галактика құрылысын жүйелі түрде зерттеуді XVIII ғасырдың аяғында Уильям Гершель бастады. Ол өзінің жүргізген зерттеулері негізінде бақыланған жұлдыздар пішіні сопақ, алып жүйе құрайды деген болжам айтты. Василий Струве 1847 жылы көлем бірлігіндегі жұлдыздар саны галактикалық жазықтыққа жақындаған сайын көбейетіндігін, ал Күннің галактика ортасында орналаспағандығын анықтаған. Ол 1859 жылы бүкіл Галактика жүйесінің осьтен айналу ықтималдығын көрсеткен. Галактиканың мөлшері жөнінде XX ғасырдың 1-ширегіндегі неміс астрономы Хуго Зелигер мен голланд астрономы Якобус Каптейн дәлелді пікір айтты. XX ғасырдың 20-жылдарында америкалық астроном Харлоу Шепли Галактика орталығының бағыты Мерген шоқжұлдызында екендігін анықтап, күннің галактика орталығында орналаспағандығын дәлелдеген. Швед астрономы Бертиль Линдблад жұлдыздар жылдамдығының әр түрлі болатындығына сүйене отырып, Галактиканың динамикасы мен құрылысын зерттеген, Галактика құрылысының күрделі екендігін ашқан. 1927 жылы голланд астрономы Ян Оорт жұлдыздардың сәулелік жылдамдығы мен меншікті қозғалысын зерттеу кезінде Галактиканың меншікті кіші осінен айналатындығын дәлелдеді. Галактиканың ортасына жақын бөліктері сыртында жатқан бөліктеріне қарағанда жылдамырақ айналады. Галактиканың орталығынан күнге дейінгі қашықтық 10 кпк. Күн 250 кмс жылдамдықпен галактика орталығын екі жүз елу миллион жылда (айналу периоды) толық бір рет айналып шығады. Галактикалар - біздің Галактикадан тыс орналасқан алып жұлдыздық жүйелер. Олар аспанда Құс жолынан тыс жарық тұман түрінде көрінеді. Сондықтан оларды галактикадан тыс тұмандықтар деп те атайды. Америка астрономы Эдвин Хаббл XX ғасырдың 20-жылдарында бізге ең жақын Галактика өте әлсіз көптеген жұлдыздардан тұратындығын, оның ішінде цефейлер типтес айнымалы жұлдыздардың болатындығын байқаған. XX ғасырдың 30-жылдары эллипстік ергежейлі Галактика, ал 60-жылдары көптеген сақина, дискі тәріздес Галактика және алыс орналасқан жинақы Галактика ашылды. Қуатты радиосәуле шығаратын топтасқан галактика N-галактикалар қатарына жатады. Осындай радиосәуленің жұлдыз тәріздес көзі квазарлар деп, ал қуатты радиосәуле шығаратын бұрыштық өлшемі бар Галактика радиогалактикалар деп аталады. Темірқазық маңындағы M 82 бұрыс галактиканы зерттеу нәтижесінде америкалық астрономдар мынадай қорытындыға келді: оның орталығында осыдан бір жарым миллион жыл бұрын жарылыс болған, соның салдарынан ыстық сутек ағыны 1000 кмс жылдамдықпен ұшып шыққан. Бұл жарылысэлектрондар ағынын тудырған. Радиосәуленің жылулық табиғатының шығуына осы себеп болған. Астрофизик Виктор Амбарцумянның пікірі бойынша, мұндай жарылыстар қазір де жүріп жатыр. Бұрынғы КСРО-да жасалған Галактика каталогында он бесінші жұлдыздық шамадан жарығырақ отыз мыңдай Галактика бар. Олар барлық аспанның төрттен үш бөлігін қамтиды. Бес метрлік телескоппен жиырма бірінші жұлдыздық шамаға дейінгі бірнеше миллиард Галактикаларды көруге болады.[5].
Жердегі бақылаушыға аспандағы мыңдаған жеке жұлдыздар Құс жолы тәрізді көрінеді. Осыған байланысты галактика құс жолы жүйесі деп те аталады. Құрамына Күн енетін галактиканы басқа галактикалардан ажырату үшін, оны кейде біздің галактика деп те атайды. Құс жолы - кең, ақшыл жолақ болып тұтасқан орасан көп жұлдыз шоғыры. Алайда аспан сферасына қатарласа проекцияланатын жұлдыздар кеңістікте бір-бірінен алшақ орналасқан. Сондықтан әр түрлі бағытта секундына ондаған, жүздеген километр жылдамдықпен қозғалатындығына қарамастан, олар бір-бірімен ешқашан соқтығыспайды. Жұлдыздардың кеңістікте таралу тығыздығы Галактика полюстерінің бағытында тым аз болады. Жұлдызаралық зат та кеңістікке бір қалыпты таралмаған, олардың басым көпшілігі жеке бұлттар мен тұмандықтар түрінде галактикалық жазықтықтың маңына шоғырланған.[4].
Құс жолының жұлдыздық табиғатын тұңғыш рет 1610 ж. Галилео Галилей байқаған. Бірақ Галактика құрылысын жүйелі түрде зерттеуді 18 ғасырдың аяғында Уильям Гершель бастады. Ол өзінің жүргізген зерттеулері негізінде бақыланған жұлдыздар пішіні сопақ, алып жүйе құрайды деген болжам айтты. Василий Струве 1847 ж. көлем бірлігіндегі жұлдыздар саны галактикалық жазықтыққа жақындаған сайын көбейетіндігін, ал Күннің галактика ортасында орналаспағандығын анықтаған. Ол 1859 ж. бүкіл Галактика жүйесінің осьтен айналу ықтималдығын көрсеткен. Галактиканың мөлшері жөнінде 20 ғасырдың 1-ширегіндегі неміс астрономы Хуго Зелигер мен голланд астрономы Якобус Каптейн дәлелді пікір айтты. 20 ғасырдың 20-жылдарында америкалық астроном Харлоу Шепли Галактика орталығының бағыты Мерген шоқжұлдызында екендігін анықтап, күннің галактика орталығында орналаспағандығын дәлелдеген. Швед астрономы Бертиль Линдблад жұлдыздар жылдамдығының әр түрлі болатындығына сүйене отырып, Галактиканың динамикасы мен құрылысын зерттеген, Галактика құрылысының күрделі екендігін ашқан. 1927 ж. голланд астрономы Ян Оорт жұлдыздардың сәулелік жылдамдығы мен меншікті қозғалысын зерттеу кезінде Галактиканың меншікті кіші осінен айналатындығын дәлелдеді. Галактиканың ортасына жақын бөліктері сыртында жатқан бөліктеріне қарағанда жылдамырақ айналады. Галактиканың орталығынан күнге дейінгі қашықтық 10 кпк. Күн 250 кмс жылдамдықпен галактика орталығын екі жүз елу миллион жылда (айналу периоды) толық бір рет айналып шығады.[5].
XIX ғасырда француз ғалымы Мессье барлық тұмандықтардың жүйелі тізімін жасады. Оған жүзден астам тұмандықтар енді. Тек XX ғасырда ғана бұл түмандықтардың табиғаттары анықталды. Олардың тозаң мен газ араласқан түмандықтардан, шар тәрізді және шашыраған газ шоғырларынан, галактикалардан түратыны белгілі болды. Жүлдыздар арасындағы кеңістік бос тәрізді болып көрінеді. Шынында, барльщ жүлдыздар арасындағы кеңістіктер заттарға толы. XX ғасырдың басында жүлдыздар жарығының жұтылу немесе әлсіреу қасиеті ашылды. Жарықты жұтатын заттың Құс жолында шоғырланғаны және шүйке тәрізді құрылысы бар екені анықталды. Бұл зат физикалық құрамы жақсы зерттелген тозаңдардан тұрады. Жұлдыздар арасында тозаңнан басқа өте үлкен мөлшерде газ бар(тозаңнан жүз есе көп). Олар бейтарап сутегінің 21 см толқын ұзындығында сәулелер шығарады. Егер бейтарап сутегі бұлтына жақын жерден көк ыстық жұлдыз тұтанса, жұлдызаралық газдар мен тозаңдардың сәулеленуі байқалады. Жұлдыздың шығарған ультракүлгін кванттарын бұлттың атомдары жұтады да, осы атомдар жарық кванты түрінде кайта сәуле шығарады.
Орионның үлкен тұмандығы -- ең жарық газды тұмандық. Дүрбі арқылы (қырағы көзге құралсыз көзбен де көрінеді) бір сызық бойына орналасқан үш жұлдыздан сәл төменде орналасқан Орионның белдігі көрінеді. Бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтық 1000 жарық жылы шамасында.
Ыстық жұлдызды қоршаған иондалған газдар аймағын жұлдыздардың ультракүлгін сәулелерін өте интенсивті сәуле ретінде қайта шығаратын машина ретінде елестетуге болады. Оның спектрінде әр түрлі химиялық элементтердің сызықтары бар. Газды тұмандьщтардың түсі де газдың температурасына, тығыздығына және химиялық құрамына байланысты әр түрлі: жасылдау, кызғылт және басқа да түспен реңдес келеді. Газ тұмандықтарының пішіні әр түрлі. Кейбіреулерінің пішіні ортасында жұлдызшасы бар сақина торізді -- бұл планеталық тұмандықтар.
Баска тұмандықтар газдардың жеке жарық шығаратын талшықтарынан тұрады. Көптеген тұмандықтардың пішіні бұрыс, олар кәдімгі сия тамшысының дақтарына ұксайды. Жарық сүзгілері арқылы қарағанда кейбіреулері жеке талшықтардан тұратын болып шықты.
Белгілі Шаян тұмандығы осындай. Бұл ең жақсы зерттелген жарылған жұлдыздың (аса жаңа) бөліктері. Біздің Күн бір-бірінен қашықтығы, уақыт, газ бен шаң-тозаң бұлттары, әр түрлі сәуле шығару түрлерімен бөлектенген 150 млрд жұлдыздың біреуі ғана. Бірақ олардың бәрі бірге ортак центрден, яғни "Құс жолы" деп аталатын галактиканың ядросынан айналады.
Галактикалар -- жулдыздар, газ, шаң-тозаңның бәрі бірге гравитация щпиімен ұсталып тұратын ең ірі жұлдыздар жүйесі. Күн жүйесінің жұтатын материямен толтырылған галактика жазықтығында жатуынан Құс жолы кұрылымының көптеген бөліктері жердегі бақылаушыға көрінбейді. Әйтсе де оны біздің галактикаға ұқсас галактикалар аркылы зерттеуге болады. XX ғасырдың 40-жылдары Андромеда тұмандықтары деген атпен белгілі M31 галактикасын бақылап, неміс астрономы Вальтер Бааде осы алып ғаламның жазық линза тәрізді дөңгелегі әлде қайда сирек сфера түріндегі жұлдыздар бұлтынан тұратынын байқады, оны гало деп атады.
Бұл тұмандық біздің галактикаға өте ұқсас болғандықтан, В. Бааденің ұйғарымынша, Құс жолының да құрылымы болуы тиіс. Галактикалық дөңгелектердің жұлдыздары қоныстанудың I түрі, ал гало жұлдыздары қоныстанудың II түрі деп аталады. Қазіргі зерттеу жұмыстары жұлдыздык қоныстанудың екі түрі кеңістікте орналасу жағдайларымен ғана емес, қозғалу сипатымен, сонымен қатар химиялық құрамдарымен де өзгешеленетінін көрсетіп отыр. Бұл ерекшеліктер, біріншіден, дөңгелектер сфералық құраушыларының қалай пайда болу себептеріне байланысты. Галактикалық дөңгелектің диаметрі 100 мың жарық жылынан астам, ал оның қалыңдығы 1000 жарық жылы шамасындай болады. Галактиканың центрінен галоның ең тығыз орталык бөлігіне дейінгі бірнеше мың жарық жылына тең аралық "балдж" ("қалыңданған") деп аталады.
Біздің галактиканың шегі галоның өлшемімен анықталады. Галоның радиусы дөңгелектің өлшемінен едәуір үлкен және кейбір мәліметтер бойынша бірнеше жүз мың жарық жылына жетеді екен.
Құс жолы галосының симметрия центрі галактикалық дөңгелектің центрімен сәйкес келеді. Біздің галактикада Күн тәрізді дара жұлдыздар сирек кездеседі (30%-дан көп емес). Негізінен, жұлдыздар қос жұлдыздар немесе бірнешеу болып келеді. Галактикада күрделі жұлдыздар жүйесі табылды, атап айтсақ, шашыранды (ондаған жұлдыздардан тұратын) және map тәрізді (жүз мыңдаған жұлдыздардан тұрады) жұлдыздар шоғырлары. Шар тәрізді жұлдыздар шоғыры галактиканың центріне жинақталған. Шашыранды жұлдыздардың шоғыры шар тәрізді жұлдыздар шоғырынан әлдеқайда көп, олар галактика (спиральді галактика жайлы сөз болып отыр)спиралінің тармағында, галактиканың дөңгелегінде басымырақ орналасқан.
Дөңгелек жұлдыздардың қоныстануы Гало жұлдыздарының қоныстануынан ерекшеленеді. Дөңгелек жазықтығының маңайына бірнеше миллиард жыл бұрын пайда болған жас жұлдыздар және жұлдыздар шоғыры жинақталған. Олар жазық кұраушыларды кұрайды. Олардың арасында ыстық және жарық жұлдыздар өте көп. Ертерек пайда болған жұлдыздар дентрде немесе центрге жакын орналасып, біздің галактиканың сфералық құраушысын құрайды. Сфералык кұраушының жұлдыздары галактиканың центріне шоғырланады. Галоның жұлдыздары мен жұлдыздык шоғырлары галактика центрін айнала өте созылыңқы орбитамен қозғалады. Жеке жұлдыздардың қозғалыстары ретсіз болғандықтан тұтас алғанда гало өте жай айналады.
Галактиканың сфералық кұраушысындағы "қоныстанудың" жасы 12 млрд жылдан асады. Оны, әдетте, галактиканың өзінің жасы деп есептейді. Ауыр химиялық элементтер үлестерінің аз болуы гало жұлдыздарының сипаттамаларының ерекшелігі болып табылады. Шар тәрізді жұлдыздар шоғырындағы жүлдыздардың құрамында металдар Күнге қарағанда жүз есе аз. Жұлдыздар шоғырының көмегімен галактикадағы Күн жүйесінің орны табылды.
Галомен салыстырғанда дөңгелек елеулі түрде тезірек айналады. Оның айналу жылдамдығы центрден әр түрлі қашықтықтарда түрліше болады. Ол жылдамдығы центрде нөлден басталып, одан 2 мың жарық жылындай қашықтықта 200 -- 240 кмс-қа дейін артады, содан кейін біраз кемиді де қайтадан шамамен аталған мәнге дейін өседі, әрі қарай процесс тұрақты қалады. Дөңгелектің өз осінен айналу ерекшеліктерін зерттеу оның массасын анықтауға көмектеседі. Есептеулер бойынша оның массасы Күн массасынан 150 млрд есе артық.
Біздің галактикаға жоғарыдан, яғни полюстен қарасақ, онда біз мыңдаған жұлдыздардан тұратын спиральді көреміз. Оның иірімі галактиканың центрі, материяның сәуле жұтатын қалың қабатымен қоршалған ядроға бағытталған. Оны инфрақызыл, радиосәуле қабылдағыш арқылы зерттейді.
Галактиканың ядросында салмақты қара құрдым болар деген болжам бар (массасы миллион Күннің массасындай). Ғаламның орталык аймақтарына жұлдыздардың күшті шоғырлануы тән. Орталыққа жақын орбір парсек куб көлемдегі жұлдыздар саны бірнеше мыңға жетеді. Жұлдыздардың арақашықтықтары Күннің маңайындағы қашықтықтарға қарағанда ондаған және жүздеген есе аз. Егер біз галактика ядросына жақын орналаскан жұлдыз маңындағы планетада өмір сүрсек, онда аспанда жарықтығы Айдың жарықтығындай ондаған жұлдыздар мен біздің қазіргі аспанымыздағы ең жарық жұлдыздан да жарық жұлдыздар саны бірнеше мың болар еді. Галактика ядросы Мерген шоқжұлдызы бағытында орналасқан.
Галактиканың дөңгелегіндегі газ негізінен оның жазықтығына жақын жинакталған. Ол біркелкі орналаспаған. Олардың ішінде кұрылымы біртекті емес ұзындығы бірнеше мың жарық жылы болатын алып бұлттардан басқа шамалары бір парсектен аспайтын шағын бұлттар бар. Біздің галактиканың химиялық элементі сутегі мен гелий болып табылады. Осы екі элементпен салыстырғанда қалған элементтер өте аз мөлшерде кездеседі. Жалпы алғанда дөңгелектегі жұлдыз бен газдың химиялық құрамы Күндегі сияқты.
Күн өзіне жақын барлық жұлдыздармен бірге 200 -- 220 кмс жылдамдықпен галактика центрін айнала қозғала отырып, 200 млн жылда бір айналым жасайды. Демек, Жер өзінің барлық өмір сүрген уақыты ітттінде галактика центрін 30 рет айналып шыққан.[4].

1.2 Хаббл бойынша галактикалардың морфологиялық классификациясы

Галактика түрлері - өткен ғасырдың 20-жылдары Э.Хаббл галактикаларды пішіні бойынша бөлген үш топ. Жұлдыздары спираль бойымен орналасқан спиральдық галактикалар, эллипсоид пішіндес эллипистік галактикалар және белгілі бір пішіні жоқ бұрыс галактикалар. Біздің галактика спиральдық галактикалар қатарына жатады. Галактикалардың барлығы да қозғалыс үстінде дамиды, өзгереді, өшеді, қайтадан пайда болады. Қазіргі ғаламат Әлем тығыздығы шексіз үлкен, ал көлемі шексіз кіші нүктедей ғана белгісіз заттың жарылысынан пайда болған.[6] .

Сурет 1.3. Хаббл камертоны

Өздерінің сыртқы тұрпаттары бойынша галактикалар спиральды, қисық және эллипстік галактикалар болып бөлінеді. Бақыланатын галактикалардың көбі - спиральды болып табылады. Біздің Галактика және Андромеда шоқжұлдызындағы галактика ең ірі спиральды галактикаларға жатады. Спиральды галактикалардың бәрі де бірнеше жүз миллион жылдық периодпен айналады. Олардың массалары Күн массасына тең. [6]
Спиральды галактикалардың тармақтары, біздің галактиканыкі, ыстық жұлдыздардан, цефеидтерден, ерекше алыптардан, шашыранды жұлдыздық шоғырлар және газ тұмандықтардан тұрады. Галактикалар радиотолқындар шығарады. Радиосәулелер 21см-лік ұзындықта нейтрал сутегінен және де қылаң түсті тұмандықтардағы иондалған ыстық сутегінен шығады. Нейтралды сутегінің галактика массасының 10%-дей екенін тапты. Галактикаларда тозаң да бар. Олардың бар екені әсіресе бізге қырынан көрінетін, ұршыққа немесе жалпақ бұршаққа (жасымыққа) ұқсайтындарында жақсырақ байқалады. Галактика жазықтығының ұзына бойын қуалай қоңыр жолақ - тозаңды тұмандықтардың шоғыры өтеді.

Сурет 1.4. М81 (Sb) шиыршықты галактика

XVI ғасырдағы Магеллан экспедициясы кезінде аспанның оңтүстік жарты шарында байқалатын екі үлкен жұлдыздық бұлттарды Үлкен және Кіші Магеллан Бұлттары деп атайды. Олардың тұрпатсыз түрі қисық бұрыс кейіпті Галактикаларға жатқызады. Олар біздің галатиканың серіктері болып табылады. Соларға шейінгі қашықтық 150000 жарық жылына жуық. Олардың жұлдыздық құрамы спиральды галактикалардың тармақтарындағыдай, ал ядросы жоқ. Қисық галактикалар спиральдан аз да, әредік қана ұшырайды. [6]

Сурет 1.5. NGC 1427A дұрыс емес галактика
Көп ұшырайтын - эллипстік галактикалар. Бұлардың түрі шар тәрізді жұлдыз шоғырына ұқсайды, бірақ өлшемдері жөнінен олардан анағұрлым ірілеу. Олар тым баяу айналады, сондықтан, шапшаң айналатын спиральды галактикалардай емес, тіпті қабыспаған деуге болады. Эллипстік галактикаларда ерекше алып жұлдыздар да, диффузиялық тұмандықтар да жоқ.

Сурет 1.6. M49 (E2) эллипстік галактика

Кесте 1.1
Галактикалардың негізгі типтері және олардың қасиеті (Э. Хаббл бойынша)
Шиыршықты
Эллипстік
Дұрыс емес
Әлемдегі пайыздық арақатынасы
34%
13%
53%
Пішіні мен құрылымдық қасиеті
Шиыршықты тармақтары бар жұлдыздар мен газдардың жалпақ дискі центрге қарай қалыңдайды. Ескі жұлдыздардың ядросы, шамамен сфералық гало. (жұлдызаралық газ, аздап жұлдыздар және магнит өрістері)
Диск жоқ. Жұлдыздар эллипсоидты тәрізді пішіні бойынша таратылады.
Центріндегі тығыз ядродан басқа ешқандай ішкі ерекшеліктер жоқ. Құрылымы жоқ.
Кесте 1.1-жалғасы
Жұлдыздардың құрамы
Диск құрамында жас және ескі жұлдыздар. Ядрода тек ескілер.
Тек ескі жұлдыздар.
Жас және ескі жұлдыздар.
Газ және тозаң
Дискте айтарлықтай көп, галода аз немесе мүлдем жоқ.
Газ бен тозаңаз немесе мүлдем жоқ.
Газ бен тозаң өте көп.
Жұлдыздардың пайда болуы
Жұлдыздар шиыршықты тармақтарында тууын жалғастырады.
Соңғы 10 млрд. жылда жұлдыздар қалыптаспайды.
Қазір жұлдыздар жігерлі тууда..
Жұлдыздар мен газдардың қозғалысы
Газ бен жұлдыздар дискіде галактика центрін айнала эллипстік орбита бойынша қозғалуда. Галода жұлдыздар кездейсоқ қозғалады.
Жұлдыздар кездейсоқ қозғалады.
Жұлдыздар мен газ кездейсоқ қозғалады.

1.3 Галактикалардың қасиеттері

Галактикалардың құрамы мен құрылымдық жүйесі күрделі болып келеді.
Біздің Галактикада ең кішкентай жұлдыз санына сәйкес, салыстырмалы үлкен жұлдызды шоғырлары да бар. Бірақ мөлшері жағынан олар әлдеқайда жоғары болып келеді: диаметрі тіпті ең кішкентай галактиканың өзі бірнеше мың жылды құрайды. Алып галактикалардың мөлшері жүздеген тіпті одан да көп болады.
Галактикалардың күрт шекаралары болмайды, оның жарықтығы біртіндеп, орталықтан сыртқа арттыру қашықтығы азайып өшеді, сол себепті галактикалардың мөлшер тұжырымдамасы қатаң анықталған жоқ.
Галактикалардың айқын мөлшері сыртқы аймақтарды бөлуге, телескоптың қабілетіне байланысты, төмен жарықтығы бар, түнгі аспан жарқылымен және ешқашан толық қара болмайды. Галактикалардың "суға батып бара жатқан" перифериялық бөлшектері күңгірттеу болып келеді. Қазіргі заманғы технологиялар, галактика аймағы өрісінің, түнгі аспан өрісінен 1% -ға кем болатынын регистрация жасауға мүмкіндік береді.
Олардан тыс Галактикалардың объективтік өлшемін бағалау үшін, олардың шекарасы шартты түрде жарықтың белгілі-бір деңгейде жоғарылауы қабылданады немесе жаңа айтып өткендей белгілі-бір деңгейде болады, яғни изофотада (яғни бойымен деп аталатын жарықтың жоғарылауы әрқашан тұрақты болып келеді).
Мұндай сапада фотографиялық аймақ спектрінде, бұрыштық шарты секундына 25 жұлдызды құн жарықтың ұғымы қабылданады.
Тиісті жарықтық, түнгі жарықтыққа қарағанда 10 есе төмен болады, ол ешқандайда аспаннан бөлектелмеген. Орталық аймақтардағы галактикалардың жарықтығы бірнеше жүздеген рет жоғары болуы мүмкін.
Галактикалардың жарқылдауы (жалпы қуатты сәулелену)- тіпті үлкен шектеулерде өзгереді, олардың мөлшеріне қарағанда, галактикалық - гиганттар үшін бірнеше миллиондаған Күннің жарығы ең кішкентай галактикалардың бірнеше жүз миллиардтарға дейін өзгереді. Бұл шамамен Галактика жұлдыздарының жалпы санына сәйкес келеді немесе олардың толық массасына сәйкес келеді. Галактикалардың жарқылдауы - тура осы түрде, біздің Галактиканың бірнеше миллиардтаған Күннің жарқылдауынан құралады. Бірақ тура осндай галактикалар, спектрдің диапазонына тәуелді болуымен, қатты ерекшеленуі де мүмкін, яғни бақылауда болады. Сол себепті галактиканы үйренудегі ең маңызды рөл, ол әртүрлі толқын ұзындығындағы интервалдарды бақылау болып табылады.
Галактикалардың көрінісі бір спектрлік диапазоннан басқа диапазонға көшу барысында және радиотолқыннан гамма- сәулелерге көшу барысында өзгереді. Бұл негізгі сәуле галактикаларымен әр түрлі сипаттағы толқын ұзындығымен байланысты.
Галактикалардың салмағы, тура олардың жарқылдауы сияқты, олар сондай-ақ бірнеше ретті әр түрлі болуы мүмкін, құндылықтар, ірі шар жұлдызды кластерлер үшін мыңдаған миллиард масс Күннің кейбір шиыршықты галактикасы болады.
Галактикалар - олар бәрінен бұрын жұлдызды жүйе, дәл оптикалық сәуле жұлдыздарымен байланысты. Ғарыш жұлдызы 2 негізгі құрылымдық компонентті галактикаларды құрайды. Жұлдызды дискті тез анықтайтын, қалыңдығы қалыпты 1-2 мың жылды құрайтын және сфералық құралды баяу анықтайтын, жарықтық диск жазықтығына емес галактикалардың орталығына шоғырланған. Ішкі қабатында ең көрнекті бөлігі яғни компонент дөңес деп аталады, ал сыртқы бөлігінің төмен жарығы жетек - гало деп аталады.
Өлшемдік галактиканың орталық бөлігінде шағын және тез айналмалы дисктің 100 мыңға жуық өлшемі бар және сонымен олар жұлдыздан және газдан тұрады. Бұл құрылымдық галактикалар олардың қалыптастыру сатысында кешенді сипатын көрсетеді.
Мынандай галактикалар бар: тек бір немесе екі құрамдас бар: диск және сфероид жұлдыздардың түрлі массаларының химиялық құрамы мен кедергісі және әрбір галактиканың сирек және сәл магниттелген жұлдызаралық ортасы бар.
Қатысты өлшем, жұлдызаралық ортаға сәйкес келеді, сондай-ақ радио сәуле қуаты байқалады, галактикалардың ең маңызды сипаттамаларына тиесілі болады.
Толық салмақ жұлдызаралық ортада бір галактикадан екінші бір галактикаға қатысты өзгереді және әдеттегідей жұлдыздардың жалпы салмағы 50% - ке дейін жетеді.
Галктикадағы газ мазмұны - бұл өте маңызды сипаттама, ол едәуір дәрежеде галактикадағы процестердің белсенділігіне байланысты, сондай-ақ барлығы жоғарыда айтылғандай - жұлдызды қалыптастыру процесі.

1.4 Галактикалардың өлшемдері мен арақашықтықтары, бірігуі

Хаббл мынаны ашты: өте жарық жұлдыздарының көрінетін жарықтығы бойынша, қашықтықтағы бұрынырақ анықталған галактикалардың спектрлерінде сызықтар спектрдың қызыл жақ шетіне қарай ығысады екен. Осы қызыл ығысу галактикаға шейінгі қашықтыққа пропорционал болып өседі. Доплер эффектісіне сәйкес қызыл ығысу жарық көзінің бақылаушыдан қашықтап үдеп бара жатқанын көрсетеді. Қашықтау жылдамдығы ығысу шамасына, демек, қашықтыққа пропорционал. Галактикаларға дейінгі D қашықтық пен v жылдамдық арасындағы бақыланатын пропорционалдық Хаббл заңы деп аталады:. Пропорционалдық коэффициент H Хаббл тұрақтысы деп аталады. H Хаббл тұрақтысының мәні шамамен екендігі тағайындалды, яғни әрбір миллион парсек санының қашықтау жылдамдығы 100кмс -- қа артады. Сол себептен алыстағы галактикаға дейінгі аралықты оның спектріндегі сызықтардың қызыл ығысуы бойынша анықтауға болады.[6]
Галактикалардың топталуы (жиналуы) деп жүз немесе мыңдаған бөлек мүшеден тұратын галактикалық жүйелерді атайды. Олардың ішіндегі ең жақыны 40 млн. жарық жыл қашықтықта орналасқан - Бикеш шоқжұлдызы. Оның көрнекі диаметрі 12° шамасында,ал галактикалық топталудың ең жарқын нысаны 9-10 жұлдыздық көлемде көрінеді. Эллипстік және линзалық галактикалар мұнда ортаға шоғырлайды,ал бұрамалы және бұрыс галактикалардың үлесі перифиряға өседі. Одан ары қарай өте көп топталулар байқалады. Мысалы,аса үлкен топталу 300 млн. жарық жыл арақашықтықта орналасқан - Шашты Вероника шоқжұлдызында байқалады. Мұндай топталуды әдетте Coma (оқылуы - Кома, Coma Berenices - Шашты Вероника) деп атайды. Мұнда 10000 астам галактикалар бар.

Сурет 1.7. Төрт суреттің тізбегі центрлерінде орналасқан екі қара құрдым мен галактикалардың бірігуін көрсетеді. Бірыңғай қара құрдымды құру үшін жалпы центрлерінен бірнеше жүз млн. Жыл бойы айналады. Орташа сурет - галактикалардың нақты бірігуі.

Эллипсті галактикадағы жұлдыздар секілді Coma галактикалар ортаға қарай шоғырлайды. Орталық бөлікте айрықша эллипсті және линзалық галактикалардың топталуы байқалады. Аса үлкен топталудың барлық салмағы күннің салмағының 1014 жетеді. Бұл салмақ тек галактикаларда ішінара қамалған (орналасқан).
Галактикалар ғана емес,галактикалық топталуларда кеңістікте бір текті орналаспаған. Галактика мен галактикалық топталудың кездесушілігінің жиілігі ортадан 5-10 есе үлкен екендігі белгілі. Кей кезде мұндай тығыздаауды жоғары топталу (сверхскопление) деп аталады. Бірақ бұларды жоғары деңгейдегі топталу ретінде қарастыруға болмайды. ... жалғасы
Ұқсас жұмыстар
Ғалам дамуының фракталдық заңдылықтары
Дискілік галактикаларды моделдеу
Фракталдық құрылымдардың бейсызық электрлік қасиеттері
Кванттық жіпшелі кеуекті кремнийдың фракталдық қасиеттері
Материяның эллипстік пен спиралды галактикалардағы таралуының фракталдық және мультифракталдық сипаттамаларын анықтау
Бейсызық физиканың жаңа әдістері және компьютерлік модельдеудің көмегімен айнымалы жұлдыздар мен галактикалардың фракталдық қасиеттері мен заңдылықтарын анықтау
Бейнелеу өнері
Әртүрлі мәдениеттегі ишаралар
Бейнелеу өнері және батик
Алгоритмді бейнелеу әдістері
Пәндер

Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор №1 болып табылады.

Байланыс

Qazaqstan
Phone: 777 614 50 20
WhatsApp: 777 614 50 20
Email: info@stud.kz
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь