Галактикалардың құрлысы және физикалық сипаттамалары.

Галактика дүниесінде олардың формасының сан алуан түрлерін кездестіреміз. Мұнымен қатар тіпті бір типке /түрге/ жататын галактикалардың өзі мөлшері, массасы, жарқырау дәрежесі т.б. физикалық сипаттары тұрғысынан бір-бірінен мүлде өзгеше болып отырады.

Галактикалардың сызықтық мөлшерлері оларға дейінгі қашықтыпен көрінерлік бұрыштық шама арқылы анықталынады. Бірақ, галактикалардың басым көпшілігінің айқын шекаралығы болмағандықтан және жұлдыздық тығыздықтары біртіндеп орталықтан қашықтыққа байланысы кемитіндіктен олардың көрінерлік мөлшерінің нәтижесі қандай беттік жарқылға дейінгі шекарада бақыланатындығына тәуелді болады. Өте ірі эллипстік және спиральды галактикаларда жұлдыздар центрден 15-20 кпк болатын қашықтықтарда бақыланады.

Галактикаға дейінгі қашықтық және көрінерлік жұлдыздың шамасы арқылы олардың жарқырауын анықтауға болады.

Ең үлкен деген галактикалардың фотографиялық абсолют жұлдыздық шамасы , ал Е және S типті галактикалар үшін орташа ,3 болады. Демек, бұл шама ондаған миллиард Күннің жарқырауындай болады. Ал, дұрыс емес галактикалар бұдан 100 еседей нашар болады.

Бір галактиканың түрліше бөліктеріндегі спектр сызықтарын салыстыру немесе барлық спектрдегі сызықтардың енінің артуын есептеу арқылы галактикалардың айналма қозғалысқа қатысатындығына көз жеткізуге болады. Галактиканың сыртқы бөліктерінің айналу периоды шамамен 10⁸ жыл болады екен. Ал, галактиканың орталық бөлігі бірдей бұрыштық жылдамдықпен яғни қатты дене сияқты айналыс жасайды. Спиральды галактикалардың шеткі аймақтарының айналыс сипаты Н ІІ –аймақтарын бақылаудың негізінде анықталады. Сонда, галактиканың центрінен есептегенде белгілі бір қашықтықтан бастап жұлдыздың айналу кезінде сызықты және бұрыштық жылдамдықтары кеміп, әрбір жұлдыз Кеплердің ІІІ-заңына сәйкес қозғалып отырады. Галактикалардың айналу периоды 50 ден 5000 миллион жылдар аралығында жатады. Сонда SO және Sа тобындағы галактикалар жылдам ал SС және дұрыс емес галактикалар жай айналыс жасайды.

Галактиканың массалары олардың сыртқы бөліктерінің жылдамдықтарының негізінде анықталады. Бұл тұрғыдан массаны бағалау үшін галактиканың айналысы болады деп есептейді.

Сөйтіп, центрге тартқыш үдеумен гравитациялық үдеуді теңестіріп, галактиканың массасын табуға болады:

Мұндағы сызықтық жылдамдық /айналыстың/, гравитация тұрақтысы, R – галактиканың радиусы.

Егер айналыс жылдамдығының центрге дейінгі қашықтыққа тәулділігі белгілі болса, оңда галактикадағы массаның үлесуін табуымызға болады.

Эллипстік галактикалардың массасын жоғарыда ұсынылған тәсіл бойынша анықтай алмаймыз. Үйткені олардың айналысын сипаттайтын сенімді нәтижелер жоқтың қасы. Сондықтан массаны бағалау үшін ондағы жұлдыздардың ретсіз жылдамдықтарының орта мәні алынады да, орта мәннің өзі галактика спектріндегі сызықтардың Доплерлік ені арқылы бағаланады. Мұнымен қатар галактикадағы жұлдыздың толық кинетикалық энергиясы өзінің потенциалдық энергиясынан аз болу керек. Бұл шарт орындалмаған жағдайда қарастырып отырған жұлдызымыз галактиканы тастап кеткен болар еді. Осыған байланысты теория бізге мынадай өрнек береді:

Ең ірі эллипстік галактикалардың массалары Күн массасынан 10¹³ есе ал, ергежейлі галактикалардың массасы 10⁶ есе көп болатының айтуға болады. Спиральды галактикалардың массасы 10⁸–10¹² есе ал, дұрыс емес галактикалар үшін 10⁸–10¹⁰ есе Күн массасынан көп болады.

Галактикалардың жарқырауының өзі бірнеше жұлдыздық шамалар аралығында бір-бірінен өзгеше болып отырады. Атап айтқанда, өте жарық деген эллипстік галактиканың абсолют жұлдыздың шамасы яғни , ал ергежейлі эллипстік галактикалар үшін / болады. Спиральды галактикалардың абсолют жұлдыздық шамасы нен ге дейінгі аралықта жатады. Галактикалар үшін тағы бір сипатты шама, ол олардың массасының жарқырауға қатынасы болып саналады / – масса мен жарқырау L Күн бірлігінде есептеледі/. Осы қатынас арқылы галактикадағы орналасқан жұлдыздар туралы белгілі қорытынды жасауымызға болады. Егер қарастырып отырған галактикамыз Күн сияқты жұлдыздардан тұратын болса, қатынас 1-ге тең болар еді. Шындығын айтсақ бұл қатынас бірнеше бірліктен жүздікке дейінгі аралықтағы мәндерде байқалады. Мысалы /МЗІ/ Андромеда галактикасының массасы , сонда болады, ал Үлкен Магеллан Бұлтының /Іr-типті/ массасы Күн массасына тең, демек болады. Жалпы жағдайда қатынас спиральдық және дұрыс емес галактикалар үшін эллипстік галактикалардыкіне салыстырғанда елерліктей көп болады. Мұндай айырмашылықтың негізінде бұл галактикалардың жұлдыздық құрамының өзгеше болатындығын түсіндіруімізге болады. Эллипстік галактикаларда өте ыстық алып және жоғарғы алып жұлдыздар болмайды. Олар негізінен К және М классындағы сары, қызыл ергежейлі жұлдыздардан тұрады. Ал, спиральды және дұрыс емес галактикаларда спектрлік О және В класстарына жататын ыстық алыппен жоғарғы алып жұлдыздар өте көп болып кездеседі.

Галактикалардың жұлдыздық құрамы туралы мағлұматты біз олардың спектрі арқылы да алуымызға болады. Сонда дұрыс емес галактикалардың спектрі А және F класындағы жұлдыздардың спектріндей, спиральды галактиканың спектрі F және G класстарындағы жұлдыздардың спектріндей, ал эллипстік галактиканың спектрі G және К класстарындағы жұлдыздың спектріндей болатындығын көреміз. Бұдан біз спиральды және дұрыс емес галактикалардың құрамында ертерек спектрлік классқа жататын жұлдыздар салыстырмалы түрде көбірек болады да, ал эллипстік галактикалар соңғы спектрлік классқа жататын жұлдыздардан тұрады /біздің Галактикада сияқты сфералық жүйедегі жұлдыздар/