Галактикалардың белсенді ядролары

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 7 бет
Таңдаулыға:

Галактикалардың белсенді ядролары

Түрлерге бөлудің белгісі ретінде шығарылатын сәулелену алынса, галактикалар қалыптыларға және радиогалактикаларға бөлінеді. Жалпы айтқанда, галактикалардың көбісі тек оптикалық сәулеленуді емес, оған қоса радиосәулеленуді де шығарады. Бірақ қалыпты галактикалардың радиоаралықтағы қуаты оптикалық аралықтағы қуатынан әлдеқайда аз болады, ал радиогалактикалардың радиожарқырауы оптикалық жарқырауымен саластырмалы, не одан едәуір көп болады.

Галактикалардың тағы бір түрі - сейферттік галактикалар . Олар центрінде бұрыштық өлшемі өте аз, ал жарықтылығы жоғары жылулық емес айнымалы сәулеленуді шығаратын көз бақыланады. Бұл сәулелену спектрінде қалыпты газдардың кең эмиссиялық сызықтар бақыланатындығы галактика ядросындағы газдың өте жоғары жылдамдықпен қозғалыстар болатынын көрсетеді.

Радио- және сейферттік галактикалар ядролары белсенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санының бірнеше пайызын құрайды. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосәулеленудің шығарылуы, қуаты 10 ⁵⁷ эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шыққан сәулелердің өзгермелілігі арқылы білінеді. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді және құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.

Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.
Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз орналасады.
Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.

1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергиясы өте жоғары объектілер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 10 ⁴ -10 ⁵ есе аз, ал жарқырауы шамамен 10 ⁴ есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сәулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра алатыны әзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.

51Нейтрондық жұлдыздар - негізінен нейтрондардан тұратын әрі электрондардың, протондардың және аса ауыр атом ядроларының шамалы қоспасы бар ең тығыз жұлдыздар. Нейтронды жұлдыздар.

Массаның қандайда бір мәнінен кейін тозғындалған газдың қысымы гравитация күшін теңгере алмайды. Мұндай жұлдыз шексіз сызыла береді. Егер масса 2-3 т асып түссе, онда жұлдыз коллапсқа ұшырайды. Егерде жұлдыз нейтронды болмаса, бұл құбылыс т > 1, 2 m жағдайында болар еді. Себебі гравитация күштеріне тозғындалған нейтронды «газдың» қысымы қарсы тұрады. Бірақ бұған дейін жұлдызда ядролық жарылыс түзеді, нәтижесінде бүкіл ядролық энергиямен зат нейтрондарға айналады да жаңа обьект нейтронды жұлдыз пайда болады. Бұл жұлдыздардың беті болады. Себебі оның сыртқы қаббатары қатты келеді және темір мен гелийдің ауыр элементтерінен құралады. Кәдімгі жұлдыз нейтрондық күйге дейін сығылғанда оның магнит өрісінің кернеулігі 10 бірлікке дейін өседі. Бұл кернеулік атомдар пішіндегіден 1000-даған есе көп. Нәтижесі нейтронды жұлдыздың қатты қабатының шекарасында атомдық құрылым өзгереді. 10 К температурада да нейтронды жұлдыздың бетінде атомдар бейтараптығын жоғалтпайды

Нейтрондық жұлдыздар алғаш рет пульсарлар түрінде ашылды (1967) . Жұлдыздардың эволюциялық теориясы бойынша Күн массасынан массалары 1, 2 - 3 есе үлкен жұлдыздардың жанар отындары таусылар сатысында, олардың центрінде өте үлкен жылдамдықпен гравитациялық сығылу (гравитациялық коллапс) басталады. Гравитациялық коллапс нәтижесінде тығыздық мәні ядро тығыздығындай аса жоғары (1017 кг/м3) шамаға жетеді де, Нейтрондық жұлдыздарда нейтрондану құбылысы, яғни [протондар мен атом ядроларының нейтронға айналуы жүреді; алдымен ыстық Нейтрондық жұлдыздар (центрдегі температурасы 1011К) пайда болып, аз уақытта (10 - 100 с) олар нейтрино шығару арқылы 109К-ге дейін суиды. Бұл кездегі Нейтрондық жұлдыздардың ішкі құрылыcы өте күрделі: оның ядросы мен сыртқы қабаты қатты (ферми-кристалл), ал олардың арасы сұйық (ферми-сұйық) болады; жылулық, магниттік қасиеттері негізінен қатты және сұйық қабықшалардағы протондар жүйесінің асқын өткізгіштігі мен нейтрондар жүйесінің асқын аққыштығына байланысты. Нейтрондық жұлдыздардың орташа тығыздығы 1017 кг/м3, орташа радиусы 20 км. Нейтрондық жұлдыздар импульстық радиосәуле шығаруы арқылы табылған.

33 Реликтивтік сәулелену

Р. С (космостык микротолкынды фондык сәулеленуі “cosmic microwave background radiation”) -Космостык электромагниттік сәулелесі өте жоғары изотроптығымен және абсалютті қара денемен сәйкес спектрімен температурасы 2, 725 К тең.

Үлкен жарылыс теориясы төңірегнде Р. С бар екені болжам жасалды. Үлкен жарылыс теориясынын қазіргі танға дейін біраз озгертулер енгізілді. Бірақ Р. C температурасын табу тәсілі сол күйінше қалды. Ғалымдардын зерттеуі бойынша Р. C ғалам пайда болғаннан бастап казірге дейін кеңістікти толтырып жатыр. Тәжірибие арқылы Р. С 1965 жылы бар екені дәлелденді.

Сәулелену табиғаты.

Үлкен жарылыс теориясына сәйкес, бастапқы ғалам ыстық плазмадан тұрады, плазма фотоннан, электроннан және барионнан тұрады делінген. Комптон эффектісі бойынша, фотондар зарядталған плазма бөлшектерімен әсерлеседі. Осылай сәулелену жылулық тепе тендікте болады. Ал спектрі абсалютті қара дененің спектрімен сәйкес.

Кеңістіктің үлкеюіне орай, космологиялық қызыл ығысу плазманын суынуына әкеліп соқты. Белігілі бір кезеңде электрондар сутек және гелии ядросымен косылып атом түзе бастады. Бұл процесс рекомбинация деп аталады. Бұл процесс температурасы шамамен 3000 К және Ғаламның 4 жыл жасына сәйкес болған кезде жүзеге асты. Осыдан кейін фотондар шашырамай, нейтралдық атом болып кеңістікте оңай орын ауыстыра алатын болды.

Сәуленің қызыл ығысуына байланысты * оның температурасы тағы төмендеді. Қазір 2, 725 К.

Зерттеу хронологиялық кестесі:

Р. С Георги Гамов пен Ральфом Альфер және Робертом Герман деген ғалымдармен 1948 жылы ашылған. 1951 жылы осы ғалымдардың бірінші болып ұсынған үлкен жарылыс теориясы негізінде реликтілік сәуленің температурасы 5 К екенін айтты. Ал Гамов өз болжамын 3 К деді.

Ғаламды толтыратын спектрдің реликтивтілік сәулелену абсолюь қара дененің спектрінің сәулеленуінің температурасы 2, 725 К сәйкес болады. Оның максимум жиілігі 160, 34ГГц сәйкестенеді, сол себептен толқын ұзындығы 1, 9 мм-ге сәйкес келеді. Ол 0, 001% -ға изотропты- ораташа квадратының ауытқуының температурасы шамамен 18 мкК тең.

27. Аса жаңа жұлдыздар және олардың қалдықтарының радиосәулеленуі .

Аса жаңа жұлдыздың жарықтылығы - астрофизикадағы өте қуатты құбылыстардың бiрi, жұлдыздың жарылысынан кейінгі оның жарықтылығы қысқа уақытта бүкіл Галактиканың жарықтылығымен теңеседі. Аса жаңа жұлдыздырды (SN ) екі түрге классификациялауға болады: SNI және SNII. Классификацияға жілтеудің негізгі белгiсі (SNI-дің) оптикалық спектрiнде сутегiнiң эмиссияларының бар болуы немесе (SNII-де ) болмауы. Жалтыраудың қисықтарында да айырмашылықтар болады. SNI және SNII физикалық жағынан- объекттердiң әртүрлi түрлерi.

Қалдықтың құрылымы - қабық. Өлшемi ~7″ конденсация бар. Конденсациялардың бүкіл жүйенi кеңейту жылдамдығы 6000 7000 км/с. Бiр конденсация шегiнде дисперсия жылдамдығы ~200 км/с. Жеке конденсациялардың өмiрiнiң уақыты ~ 10 жыл. Конденсациялардың оптикалық спектрлерiнде тыйым салынған сызықтар байқалады [OI ] және [OIII ] . Қашықтық объекттiң сәулелiк жылдамдығы бойынша анықталған және конденсациялардың меншiктi қозғалысы бойынша: D = 3. 4кпк. қалдығының диаметрi 4пк. Галактика жазықтығынан биiктiгі Z~ 100пк.

Тихо және Кеплердің аса жаңа жұлдыздардың қалдықтары. Бұлар жас шамасы әйгiлi тарихи аса жаңалардың қалдықтары. Олар оптикалық диапазонда әлсiз болады. Радиоспектрлер спектрлiк дәрежелi тәуелдiлiгі спектральды индексi  = 0. 67 (Тихо) және 0. 62 (Кеплер) жақсы көрiнедi. Екi қалдықта да анық бейнеленген қабықты құрылым бар. Бұл қалдықтарға дейiнгі арақашықтық ~3000пк және ~3300(Кеплер )

Бұдан басқа, жас шамасы ондаған мың жылдарға жететін кәрі қалдықтары қатары да байқалады.

АЖҚ-ның сәулеленуінде сызықты поляризация байқалады. Поляризацияның жазықтығы аз жиiлiктерде (~25°) бұрышқа бұрылған. Бұрылыстың болуы айналу жұлдызаралық ортада болатындығы туралы куәландырады (кәдiмгi толқындар үшiн ортаның сыну көрсеткiштерiндегi айырмашылықтар әсерінен фарадей айналуы) :

ψ = 2. 54⋅10 ⁴ L sin HN _e  ^-2 радиан, (1)

L - ортадағы жолдың ұзындығы(см ),  - толқын және магниттiк өрiстерінің таралу бағыттарының арасындағы бұрыш, H - магниттiк өрiс кернеулiгі(Гс ), (см-шы) Ne-электрондық тығыздық (см ^-3 ),  -жиiлiк(гц ) .

23. Зеңгір молекулалық бұлттар, жұлдыздардың пайда болу аймағы және молекулярлы мазер

Молекулалық бұлт- кейде оны жұлдызды бесік деп атайды, бұл жұлдызаралыұ бұлттың түріб оның тығыздығы мен өлшемі ода молекула, әсіресе Н2 сутекті түзілуін қамтамасыз етеді.

10 ⁴ -10 ⁶ күн массасына тең молекулалық газ облысын гигант молекулалық деп аталадыю Оның диаметрі ондаған парсекке жетеді, ал орташа концентрациялы тығыздығы 10 ² -10 ³ бөлшек см ³ .

Жұлдыздың түзілуі - молекулалық бұлттың бөлшектері шар плазмаға коллапсталадыю

... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.