Ћекции.ќрг


ѕоиск:




 атегории:

јстрономи€
Ѕиологи€
√еографи€
ƒругие €зыки
»нтернет
»нформатика
»стори€
 ультура
Ћитература
Ћогика
ћатематика
ћедицина
ћеханика
ќхрана труда
ѕедагогика
ѕолитика
ѕраво
ѕсихологи€
–елиги€
–иторика
—оциологи€
—порт
—троительство
“ехнологи€
“ранспорт
‘изика
‘илософи€
‘инансы
’ими€
Ёкологи€
Ёкономика
Ёлектроника

 

 

 

 


√алактикалардың €дролары және олардың активт≥л≥г≥.




√алактиканың барлық массасының азғантай үлес≥ ғана €дро деп аталатын оның орталық аймағында жатады да, оның өз≥ жұлдыздардаң тұрады. √алактикалар €дросының жұлдыздық құрамы оптикалық спектр арқылы анықталады. Ѕұл нәтиже олардың жұлдыздық құрамының б≥зд≥ң √алактикадағы сфералық жүйеш≥кт≥ң /под система/ жұлдыздық спектр≥нде жұлдыздарға сипатты жұту сызықтарымен қатар эмисси€лық шығару сызықтары да кездесед≥.

≈гер галактикалардың €дроларында өте күшт≥ активт≥ процестер болып жататын болса, онда ондай €дроларды активт≥ €дролар деп атаймыз.

—пиральды галактикалардың орталық аймағының спектр≥нде де жұту сызықтарымен қатар газды тұмандықтардың шығару сызықтарыда болатындығын көрем≥з. ћұндай спектрд≥ң шығару сызықтары көпш≥л≥к жағдайда өте енд≥ болып келед≥.

ћұның өз≥ галактика центр≥ндег≥ объект≥лерд≥ң табиғаты жұлдыздық табиғаттан өзгеше болатындығын және олардың энерги€ зонасының өте көп болатындығын көрсетед≥. —пектр сызықтарының ен≥н≥ң артуы энерги€ның бөлу≥ну кез≥ндег≥ газдың ағымының лақтырылу жылдамғымен анықталынады. ќсындай қозғалыстың сипатымен лақтырылған газдың жылдамдығы және галактика €дросының жарқырауы нег≥з≥нде олардың активт≥л≥г≥ бағаланады. ядроның активт≥л≥г≥н≥ң ұзақтығы 106 жыл шамасында болып белг≥ленед≥. јл, €дродан лақтырылған газ ағымымен рел€тивт≥ бөлшектерд≥ң толық массасы 106 ÷ 107  үн массасындай, кинетикалық энерги€сы 1049 ƒж шамасындай, болып бағаланады. ћұнымен қатар галактика €дросындағы заттың бөлшектер≥ 500-4000 км/с жылдамдықпен қозғалатындығы белг≥л≥ болып отыр. Ѕ≥зд≥ң √алактикаға ұқсас галактикалардың €дроларының активт≥л≥г≥ аз болып кездесед≥. ћұндай галактикалардың центр≥нен газдың ағымы салыстырмалы түрде аз €ғни секунд≥не ондаған километр жылдамдықпен ғана өт≥п жатады.

—пиральды —ейферт галактикаларының орталық аймағынан қозғалған газбен жеке бұлттардың жылдамдықтары секунд≥не жүздеген т≥пт≥ мыңдаған километр болады /8500 км/с ке дей≥н/. ћұндай газдардың галактиканы тастап кету≥не жылдамдықтары жетк≥л≥кт≥ болады. ћұндай галактикалардың диаметр≥ 10кпк шамасында болады да, олардың ең күшт≥ сәуле бөлет≥н аймағы бұдан 2-3 еседей аз болады. —ейферт галактикасы спектрд≥ң инфрақызыл облысының энерги€сын көп шығарады.

Ёллипст≥к галактикалардың арасынан өз≥н≥ң активт≥л≥г≥ жөн≥нен ћ87 объект≥с≥н атауға болады /бұл Қызбикеш жұлдыздар тобының ≈0 типт≥ галактикасындай/. Ѕұл галактиканың €дросының төң≥рег≥нде лақтырып тасталған б≥рнеше шоғырды байқауымызға болады. ќсы лақтырып тастаған шоғырдың массасы 107  үн массасындай, ал ондағы газ бөлшектер≥н≥ң жылдамдығы 3000 км/с, лақтыру энерги€сы 1055 ƒж болады.

ћ87 галактикамыз радиосәуле шағаратын ең б≥р күшт≥ электромагнитт≥к толқынның көз≥ болатын объект.

јктивт≥ галактикалардың қатарына ћаркар€нның галактикаларында жатқызуға болады. /ќлардың 600 белг≥л≥/. ћұндай галактикалар ультракүлг≥н спектрл≥к сәулелерд≥ күшт≥рек шығарады. ќлардың түстер≥ аномальды көг≥лд≥р болып келед≥. ќның нег≥зг≥ себеб≥ оларда күшт≥ жұлдыз жасалу процес≥ жүр≥п жатқанда деп болжам айтылады. √алактикалардың €дроларының активт≥л≥к проблемасы толық шеш≥лмеген әлемге жатады.

—ұрақтары: 1. √алактикадан тыс астрономи€ның нег≥здер≥. 2. ’аббл жасаған галактикалар классификаци€сы. 3.√алактикаларға дей≥нг≥ арақашықтықтарды анықтау. 4.√алактикалардың физикалық қасиеттер≥: өлшемдер≥, массасы, жарықтылығы, айналуы. 5.√алактикалардың €дролары.

Ў≥ лекци€. √алактикалардың спектр≥. Қызыл ығысу. ’аббл заңы. Өзара әсерлесуш≥ галактикалар.  вазарлар. √алактикалардың топталуы. ћетагалактика. √алактикалардың және галактикалар жүйелер≥н≥ң жасырын массасы.

ћұнымен қатар галактикаларға дей≥нг≥ қашықтық олардың түр≥мен бұрыштық мөлшер≥ арқылыда анықталады. јл, өте алыс галактикалардың б≥зден қашықтығын тек спектрдег≥ қызыл ығысудың шамасы арқылы ғана анықтайды.

Ѕ≥зге белг≥л≥ барлық галактикалардың спектр сызықтары қызыл аймаққа қарай ығысып орналасатыны бақылаудың нег≥з≥нде белг≥л≥ болып отыр. Ѕұл құбылысты Ђқызыл ығысуї деп атаймыз. ћұндай құбылыс галактиканың қозғалысының нәтижес≥нен болады /сәулел≥к қозғалыс/. —өйт≥п, салыстырмалы спектр сызықтарының ығысуы арқылы галактиканың қозғалыс жылдамдығы ƒоплер формуласы арқылы табылады:

мұндағы с - жарықтың таралу жылдамдығы, z Ц салыстырмалы ығысу. 1927 жылы оқымысты ’аббл галактиканың сәулел≥к жылдамдығы оның қашықтығына пропорционал артатындығын көрсетт≥. —онда:

ћұнда мегапарсекпен есептелген қашықтық.

Ќ Ц ’аббл тұрақтысы, бұл коэффициент үш≥н қаз≥рг≥ кезде Ќ 60-80 км/сћпк алынады. јқырғы өрнек арқылы галактикаға дей≥нг≥ қашықтықты табуымызға болады, €ғни

јқырғы өрнекпен жұлдыздық шаманы байланыстырсақ мынадай өрнек алынады:

ћ-галактиканың абсолют жұлдыздық шамасы. Қаз≥рг≥ кезде 1500 галактикалардың қызыл ығысуы есептелген. —онда нашар көр≥нет≥н объект≥лер үш≥н z Ц параметр≥м≥з км/с жылдамдыққа сәйкес келед≥ екен. ≈ң алыс галактикалардың , оларға арнайы салыстырмалық теори€ның нег≥з≥нде z Ц параметр≥н анықтайды:

Ѕұл өрнектен ұмтылған кезде қызыл ығысудың шекс≥з үлкен шама болатындығын көрем≥з. ћысалы, тең болса, онда болады ед≥.

√алактикалардың барлығы да өздер≥нен радиотолқындарды шығарып жатады. Ѕ≥рақ, олардың басым көпш≥л≥г≥н≥ң радиосәуле шығару қуаты өте аз болып келед≥. ƒегенмен кейб≥р галактикалардың шығаратын радиотолқындарының қуаты олардың оптикалық сәуле шығару қуатымен салыстыруға болатындай дәрежеде болып кезедесед≥. ћұндай галактикаларды радиогалактикалар деп атаймыз. –адиогалактикалардың радиотолқын шығару қуаты кәд≥мг≥ галактикалармен салыстырғанда мың т≥пт≥ он мың еседей көп болады.

—оңғы жылдары 10000 аса жеке радиотолқындардың көздер≥ анықталып отыр /ақырғы 40 жыл аралығында/. ќлар үш≥н жасалған каталогтың ≥ш≥нен белг≥л≥ болған Үш≥нш≥  ембридж каталог≥н атап өтуге болады/ қысқаша бел≥г≥с≥ 3—/.

Өте күшт≥ радиогалактикалардың ≥ш≥нен јққу ј галактиканы атап өтуге болады. ќған дей≥нг≥ қашықтық 330 ћпс болып, радиотолқын шығару оптикалықпен салыстырғанда 6 есе көп болатының көрем≥з. Ѕ≥зден өте алыс орналасқан 30295 радиогалактика үш≥н қызыл ығысудың шамасы болады да, оның қашықтығы 2500 ћпс ал, сәуле шығару қуаты 1039 ƒж/с болып бағаланады.

≈ң үлкен қуатты радиотолқындар шығаратын көздерд≥ квазарлар /квазижұлдыздық радиокөздер/ деп атаймыз. ћұндай объект≥лерд≥ зерттеу 1960 жылдан бастап жүрг≥з≥л≥п келед≥.

 вазарлардың галактикалардың активт≥ €дролары си€қты спектрд≥ң инфрақызыл және ұзын аймақтарының толқындарын артығымен шығаратындай қасиеттер≥ болады.  вазарлардың спектр≥нде диффузи€лық тұмандықтардағы си€қты эмисси€лық шығару сызықтары, ал кей кездерде т≥пт≥ резонанстық жұту сызықтары болатындығы анықталып отыр. ћұндай объект≥лерд≥ң спектрлер≥н≥ң ерекшел≥ктер≥ б≥р≥нш≥ден б≥р-б≥р≥нен мүлдем өзгеше болып өзара ұқсастықтың болмауы, ек≥нш≥ден шығару сызықтарының ешб≥р жер бет≥ндег≥ хими€лық элементтерд≥ң б≥рде б≥реу≥не сәйкес келмегенд≥г≥ таң қаларлық құбылыс болды.  ей≥ннен бұл мәселелер спектр сызықтарының қызыл аймаққа қарай ығысу нәтижес≥нен болатындығы анықталды. ћысалы, 3—273 объект≥с≥н≥ң қызыл ығысуы , ал 3048 объект≥с≥н≥к≥ Ц екенд≥г≥ анықталды. ќсы ығысудың шамасы арқылы объет≥лерге дей≥нг≥ қашықтықпен жарықтылықты анықтауымызға болады.

Қаз≥рг≥ кезде б≥рнеше жүздеген квазарлар белг≥л≥ болып отыр, олардың ≥ш≥нен ең алыс қашықтықта орналасқан 0 Q172 квазары үш≥н , ал жарқырауы 1040 ÷ 1041 ¬т. тең, бұл аса ≥р≥ галактиканың куатынан 100 ÷ 1000 есе артық екен≥ң көрем≥з.  вазарлардың спектрлер≥н талдаудың нег≥з≥нде, олардың атмосферасының хими€лық құрамы кәд≥мг≥ жұлдыздар атмосферасын≥к≥ си€қты болатындығы анықталды.

1965 жылы жұлдыздық галактикалар анықталды, оларды квазаги деп атайды. Ѕұл объект≥лер квазарларға ұқсас болғанымен радиотолқындар шығару қасиет≥ елерл≥ктей болады.  вазарлармен квазагилер галактикалардың мәңг≥л≥к емес өм≥р сүру кезеңдер≥ болы керек деген болжам айтылады. ’аббл телескоптың көмег≥мен квазарлар галактикалардың өте активт≥ €дролары екен≥ айқындалады.

√алактикалардың кең≥ст≥ктег≥ үлесу≥. √алактиканың кең≥ст≥ктег≥ үлесу мәселес≥н зерттей кез≥нде жарқыраудың интегралды функци€сы -д≥ пайдаланады. Ѕұл функци€ көр≥нерл≥к жұлдыздық шамасы -нен кем не оған тең болатын объект≥лерд≥ң аспанның бер≥лген облысында саның анықтайды.

≈гер галактикалар кең≥ст≥к бойынша б≥ркелк≥ үлескен болса, онда «еелигер теоремасы орындалған болар ед≥, €ғни

Ѕұл проблеманы алғаш талдаған оқымысты ’аббл болды. ќл к≥с≥ диаметр≥ 2,5 метрл≥к рефлектор арқылы жұлдыздық шамасы 20 -ге дей≥нг≥ галактикалардың санын есептейд≥. —онда б≥р шаршы /квадратный/ градус аспанның облысында орта шамамен жұлдыздық шамасы 20 -ге дей≥нг≥ 131 галактика келед≥ екен. јл, сфераның бет≥не 41253 шаршы градус сәйкес келед≥. ќлай болса 20 -ге дей≥нг≥ жұлдыздық шамасы бар галактикалардың аспан сферасындағы жалпы саны болады.

Қаз≥рг≥ кездег≥ ең үлкен 6 метрл≥к телескоп арқылы жұлдыздық шамасы 24 -ге дей≥нг≥ галактикалардың бақылауымызға болады. Ѕұл жағдайда , €ғни болады.

—өйт≥п ’аббл «еелигерд≥ң теоремасының барлық бағыттар үш≥н орындалатындығын көрсетт≥. ƒемек галактикалардың кең≥ст≥ктег≥ барлық бағыттағы үлесу≥ б≥рдей және изотропты болады деген қорытындыға келем≥з.

—ұрақтары: 1. √алактикалардың спектр≥. 2.Қызыл ығысу. 3.’аббл заңы. 4.Өзара әсерлесуш≥ галактикалар. 5. вазарлар.6.√алактикалардың топталуы. 7.ћетагалактика. 8.√алактикалардың және галактикалар жүйелер≥н≥ң жасырын массасы.

29-шы лекци€.  осмогони€ нег≥здер≥ және космологи€ мәселелер≥.  үн жүйес≥н≥ң космогони€сы.  ант пен Ћапластың космогони€лық болжамдары. ∆ер мен планеталардың жасы. Ёкзопланеталар.  осмологи€ пән≥ндег≥ жұлдыз-дардың пайда болуы, эволюци€сы, жасы, галактикалар эволюци€сы жайындағы болжамдар.

јтақты грек философы ѕлатон алғашқы құрлыссыз матери€-хаосты Әлемге айналдыратын уақыт деген п≥к≥р айтады. ќсыған байланысты гипотезаны нем≥с философы ». антта 1755 жылы басылған Ђ∆алпы жаратылыстану тарихы және аспан теори€сыї деген еңбег≥нде дамытады. ќл гипотеза бойынша әлемд≥к кең≥ст≥к алғашқы хаостық күйде болатын матери€мен толған болу керек. “артылыс және теб≥л≥с күштер≥н≥ң әсер≥нен сол матери€ уақыттың өту≥мен ұйымдасқан б≥р формаға келү керек. Үлкен тығыздығы бар элементтер бүк≥л әлемд≥к тартылыс заңы бойынша өз≥не тығыздығы аз болатын элементтерд≥ тартып, матери€ның жеке шоғырлары пайда болады. ќсындай жеке шоғырлардың төң≥рег≥нде соқтығысуының салдарынан планеталар жүйес≥ жасалу керек.

јл, ѕ.Ћаплас өз≥н≥ң 1769 жылы басылған Ђƒүние жүйес≥н ба€ндауї деген еңбег≥нде планеталардың пайда болуы туралы басқа гипотезаны ұсынады. ѕ.Ћапластың айтуынша  үнн≥ң өз≥ алғашқы даму кезең≥нде қатты қызған және жай айналысқа қатысатын өте үлкен тұман тәр≥здес объект≥ге жатады. √равитаци€ әсер≥нен алғашқы  үн /протокүн/ сығылады да, оның айналыс жылдамдығы б≥рт≥ндеп арта беред≥. ќсының нәтижес≥нде  үнн≥ң формасы сығылған формада болады. —өйт≥п, экватордағы салмақ күш≥мен центрден тепк≥ш күш теңелген кезде алғашқы күннен алып сақина бөл≥нед≥ де, олар суынған кезде олардан жеке-жеке шоғырлар бөл≥н≥п, планета пайда болу керек.

Ћапластың гипотезасы бойынша қозғалыс мөлшер≥ момент≥н≥ң  үнмен планеталар арасындағы үлесу≥н түс≥нд≥ре алмаймыз. ≈к≥нш≥ден ыстық газдан планеталардың жасалуы мүмк≥н емес, үйткен≥ ондай жоғары температурадағы тұрған газ тез ұлға€ды да, кең≥ст≥кке шашырап кетед≥.

јғылшын астрономы ƒжинс 1920 жылдары  үн жүйес≥н≥ң пайда болуының тасу-толқындық теори€сын ұсынады. Ѕұл теори€ бойынша  үнн≥ң кездейсоқ б≥р жұлдызға жақындауының нәтижес≥нде, онда тасу-толқыны пайда болып, оның бет≥н≥ң қарама-қарсы нүктелер≥нен күшт≥ газ ағыны бөлу керек. ќсы газ массалары бұлт түр≥нде шоғырланып оларда к≥шкентай қатты денелер пайда болып соның нәтижес≥нде планеталар жасалады дел≥нген.

 ей≥ннен 1930 жылдары  үнн≥ң бұрын қос жұлдыз екенд≥г≥ туралы болжам айтылады. ќның б≥р компонент≥ қарсы келген ек≥нш≥ б≥р жұлдыз арқылы бөл≥н≥п бұлтқа айналады да, ол бұттан кей≥ннен планета жасалуы керек. ќсы гипотезаның тағы да б≥р варианты бойынша қос жұлдыздың / үнн≥ң/ б≥р компонент≥ жаңа жұлдыз си€қты күшт≥ жанып қопарылыс болады да, өз≥нен газ қабатын бөлед≥, онан соң жұлдыздар б≥р-б≥р≥нен алыстап, пайда болған газ қабатынан планета жүйес≥ жасалатындығы айтылады.





ѕоделитьс€ с друзь€ми:


ƒата добавлени€: 2017-03-11; ћы поможем в написании ваших работ!; просмотров: 663 | Ќарушение авторских прав


ѕоиск на сайте:

Ћучшие изречени€:

Ќе будет большим злом, если студент впадет в заблуждение; если же ошибаютс€ великие умы, мир дорого оплачивает их ошибки. © Ќикола “есла
==> читать все изречени€...

2165 - | 1910 -


© 2015-2024 lektsii.org -  онтакты - ѕоследнее добавление

√ен: 0.017 с.