Галактикалардың ядролары және олардың активтілігі.

Галактиканың барлық массасының азғантай үлесі ғана ядро деп аталатын оның орталық аймағында жатады да, оның өзі жұлдыздардаң тұрады. Галактикалар ядросының жұлдыздық құрамы оптикалық спектр арқылы анықталады. Бұл нәтиже олардың жұлдыздық құрамының біздің Галактикадағы сфералық жүйешіктің /под система/ жұлдыздық спектрінде жұлдыздарға сипатты жұту сызықтарымен қатар эмиссиялық шығару сызықтары да кездеседі.

Егер галактикалардың ядроларында өте күшті активті процестер болып жататын болса, онда ондай ядроларды активті ядролар деп атаймыз.

Спиральды галактикалардың орталық аймағының спектрінде де жұту сызықтарымен қатар газды тұмандықтардың шығару сызықтарыда болатындығын көреміз. Мұндай спектрдің шығару сызықтары көпшілік жағдайда өте енді болып келеді.

Мұның өзі галактика центріндегі объектілердің табиғаты жұлдыздық табиғаттан өзгеше болатындығын және олардың энергия зонасының өте көп болатындығын көрсетеді. Спектр сызықтарының енінің артуы энергияның бөлуіну кезіндегі газдың ағымының лақтырылу жылдамғымен анықталынады. Осындай қозғалыстың сипатымен лақтырылған газдың жылдамдығы және галактика ядросының жарқырауы негізінде олардың активтілігі бағаланады. Ядроның активтілігінің ұзақтығы 10⁶ жыл шамасында болып белгіленеді. Ал, ядродан лақтырылған газ ағымымен релятивті бөлшектердің толық массасы 10⁶ ÷ 10⁷ Күн массасындай, кинетикалық энергиясы 10⁴⁹ Дж шамасындай, болып бағаланады. Мұнымен қатар галактика ядросындағы заттың бөлшектері 500-4000 км/с жылдамдықпен қозғалатындығы белгілі болып отыр. Біздің Галактикаға ұқсас галактикалардың ядроларының активтілігі аз болып кездеседі. Мұндай галактикалардың центрінен газдың ағымы салыстырмалы түрде аз яғни секундіне ондаған километр жылдамдықпен ғана өтіп жатады.

Спиральды Сейферт галактикаларының орталық аймағынан қозғалған газбен жеке бұлттардың жылдамдықтары секундіне жүздеген тіпті мыңдаған километр болады /8500 км/с ке дейін/. Мұндай газдардың галактиканы тастап кетуіне жылдамдықтары жеткілікті болады. Мұндай галактикалардың диаметрі 10кпк шамасында болады да, олардың ең күшті сәуле бөлетін аймағы бұдан 2-3 еседей аз болады. Сейферт галактикасы спектрдің инфрақызыл облысының энергиясын көп шығарады.

Эллипстік галактикалардың арасынан өзінің активтілігі жөнінен М87 объектісін атауға болады /бұл Қызбикеш жұлдыздар тобының Е0 типті галактикасындай/. Бұл галактиканың ядросының төңірегінде лақтырып тасталған бірнеше шоғырды байқауымызға болады. Осы лақтырып тастаған шоғырдың массасы 10⁷ Күн массасындай, ал ондағы газ бөлшектерінің жылдамдығы 3000 км/с, лақтыру энергиясы 10⁵⁵ Дж болады.

М87 галактикамыз радиосәуле шағаратын ең бір күшті электромагниттік толқынның көзі болатын объект.

Активті галактикалардың қатарына Маркарянның галактикаларында жатқызуға болады. /Олардың 600 белгілі/. Мұндай галактикалар ультракүлгін спектрлік сәулелерді күштірек шығарады. Олардың түстері аномальды көгілдір болып келеді. Оның негізгі себебі оларда күшті жұлдыз жасалу процесі жүріп жатқанда деп болжам айтылады. Галактикалардың ядроларының активтілік проблемасы толық шешілмеген әлемге жатады.

Сұрақтары: 1. Галактикадан тыс астрономияның негіздері. 2. Хаббл жасаған галактикалар классификациясы. 3.Галактикаларға дейінгі арақашықтықтарды анықтау. 4.Галактикалардың физикалық қасиеттері: өлшемдері, массасы, жарықтылығы, айналуы. 5.Галактикалардың ядролары.

Ші лекция. Галактикалардың спектрі. Қызыл ығысу. Хаббл заңы. Өзара әсерлесуші галактикалар. Квазарлар. Галактикалардың топталуы. Метагалактика. Галактикалардың және галактикалар жүйелерінің жасырын массасы.

Мұнымен қатар галактикаларға дейінгі қашықтық олардың түрімен бұрыштық мөлшері арқылыда анықталады. Ал, өте алыс галактикалардың бізден қашықтығын тек спектрдегі қызыл ығысудың шамасы арқылы ғана анықтайды.

Бізге белгілі барлық галактикалардың спектр сызықтары қызыл аймаққа қарай ығысып орналасатыны бақылаудың негізінде белгілі болып отыр. Бұл құбылысты «қызыл ығысу» деп атаймыз. Мұндай құбылыс галактиканың қозғалысының нәтижесінен болады /сәулелік қозғалыс/. Сөйтіп, салыстырмалы спектр сызықтарының ығысуы арқылы галактиканың қозғалыс жылдамдығы Доплер формуласы арқылы табылады:

мұндағы с - жарықтың таралу жылдамдығы, z – салыстырмалы ығысу. 1927 жылы оқымысты Хаббл галактиканың сәулелік жылдамдығы оның қашықтығына пропорционал артатындығын көрсетті. Сонда:

Мұнда мегапарсекпен есептелген қашықтық.

Н – Хаббл тұрақтысы, бұл коэффициент үшін қазіргі кезде Н 60-80 км/сМпк алынады. Ақырғы өрнек арқылы галактикаға дейінгі қашықтықты табуымызға болады, яғни

Ақырғы өрнекпен жұлдыздық шаманы байланыстырсақ мынадай өрнек алынады:

М-галактиканың абсолют жұлдыздық шамасы. Қазіргі кезде 1500 галактикалардың қызыл ығысуы есептелген. Сонда нашар көрінетін объектілер үшін z – параметріміз км/с жылдамдыққа сәйкес келеді екен. Ең алыс галактикалардың , оларға арнайы салыстырмалық теорияның негізінде z – параметрін анықтайды:

Бұл өрнектен ұмтылған кезде қызыл ығысудың шексіз үлкен шама болатындығын көреміз. Мысалы, тең болса, онда болады еді.

Галактикалардың барлығы да өздерінен радиотолқындарды шығарып жатады. Бірақ, олардың басым көпшілігінің радиосәуле шығару қуаты өте аз болып келеді. Дегенмен кейбір галактикалардың шығаратын радиотолқындарының қуаты олардың оптикалық сәуле шығару қуатымен салыстыруға болатындай дәрежеде болып кезедеседі. Мұндай галактикаларды радиогалактикалар деп атаймыз. Радиогалактикалардың радиотолқын шығару қуаты кәдімгі галактикалармен салыстырғанда мың тіпті он мың еседей көп болады.

Соңғы жылдары 10000 аса жеке радиотолқындардың көздері анықталып отыр /ақырғы 40 жыл аралығында/. Олар үшін жасалған каталогтың ішінен белгілі болған Үшінші Кембридж каталогін атап өтуге болады/ қысқаша белігісі 3С/.

Өте күшті радиогалактикалардың ішінен Аққу А галактиканы атап өтуге болады. Оған дейінгі қашықтық 330 Мпс болып, радиотолқын шығару оптикалықпен салыстырғанда 6 есе көп болатының көреміз. Бізден өте алыс орналасқан 30295 радиогалактика үшін қызыл ығысудың шамасы болады да, оның қашықтығы 2500 Мпс ал, сәуле шығару қуаты 10³⁹ Дж/с болып бағаланады.

Ең үлкен қуатты радиотолқындар шығаратын көздерді квазарлар /квазижұлдыздық радиокөздер/ деп атаймыз. Мұндай объектілерді зерттеу 1960 жылдан бастап жүргізіліп келеді.

Квазарлардың галактикалардың активті ядролары сияқты спектрдің инфрақызыл және ұзын аймақтарының толқындарын артығымен шығаратындай қасиеттері болады. Квазарлардың спектрінде диффузиялық тұмандықтардағы сияқты эмиссиялық шығару сызықтары, ал кей кездерде тіпті резонанстық жұту сызықтары болатындығы анықталып отыр. Мұндай объектілердің спектрлерінің ерекшеліктері біріншіден бір-бірінен мүлдем өзгеше болып өзара ұқсастықтың болмауы, екіншіден шығару сызықтарының ешбір жер бетіндегі химиялық элементтердің бірде біреуіне сәйкес келмегендігі таң қаларлық құбылыс болды. Кейіннен бұл мәселелер спектр сызықтарының қызыл аймаққа қарай ығысу нәтижесінен болатындығы анықталды. Мысалы, 3С273 объектісінің қызыл ығысуы , ал 3048 объектісінікі – екендігі анықталды. Осы ығысудың шамасы арқылы объетілерге дейінгі қашықтықпен жарықтылықты анықтауымызға болады.

Қазіргі кезде бірнеше жүздеген квазарлар белгілі болып отыр, олардың ішінен ең алыс қашықтықта орналасқан 0 Q172 квазары үшін , ал жарқырауы 10⁴⁰ ÷ 10⁴¹ Вт. тең, бұл аса ірі галактиканың куатынан 100 ÷ 1000 есе артық екенің көреміз. Квазарлардың спектрлерін талдаудың негізінде, олардың атмосферасының химиялық құрамы кәдімгі жұлдыздар атмосферасынікі сияқты болатындығы анықталды.

1965 жылы жұлдыздық галактикалар анықталды, оларды квазаги деп атайды. Бұл объектілер квазарларға ұқсас болғанымен радиотолқындар шығару қасиеті елерліктей болады. Квазарлармен квазагилер галактикалардың мәңгілік емес өмір сүру кезеңдері болы керек деген болжам айтылады. Хаббл телескоптың көмегімен квазарлар галактикалардың өте активті ядролары екені айқындалады.

Галактикалардың кеңістіктегі үлесуі. Галактиканың кеңістіктегі үлесу мәселесін зерттей кезінде жарқыраудың интегралды функциясы -ді пайдаланады. Бұл функция көрінерлік жұлдыздық шамасы -нен кем не оған тең болатын объектілердің аспанның берілген облысында саның анықтайды.

Егер галактикалар кеңістік бойынша біркелкі үлескен болса, онда Зеелигер теоремасы орындалған болар еді, яғни

Бұл проблеманы алғаш талдаған оқымысты Хаббл болды. Ол кісі диаметрі 2,5 метрлік рефлектор арқылы жұлдыздық шамасы 20 -ге дейінгі галактикалардың санын есептейді. Сонда бір шаршы /квадратный/ градус аспанның облысында орта шамамен жұлдыздық шамасы 20 -ге дейінгі 131 галактика келеді екен. Ал, сфераның бетіне 41253 шаршы градус сәйкес келеді. Олай болса 20 -ге дейінгі жұлдыздық шамасы бар галактикалардың аспан сферасындағы жалпы саны болады.

Қазіргі кездегі ең үлкен 6 метрлік телескоп арқылы жұлдыздық шамасы 24 -ге дейінгі галактикалардың бақылауымызға болады. Бұл жағдайда , яғни болады.

Сөйтіп Хаббл Зеелигердің теоремасының барлық бағыттар үшін орындалатындығын көрсетті. Демек галактикалардың кеңістіктегі барлық бағыттағы үлесуі бірдей және изотропты болады деген қорытындыға келеміз.

Сұрақтары: 1. Галактикалардың спектрі. 2.Қызыл ығысу. 3.Хаббл заңы. 4.Өзара әсерлесуші галактикалар. 5.Квазарлар.6.Галактикалардың топталуы. 7.Метагалактика. 8.Галактикалардың және галактикалар жүйелерінің жасырын массасы.

29-шы лекция. Космогония негіздері және космология мәселелері. Күн жүйесінің космогониясы. Кант пен Лапластың космогониялық болжамдары. Жер мен планеталардың жасы. Экзопланеталар. Космология пәніндегі жұлдыз-дардың пайда болуы, эволюциясы, жасы, галактикалар эволюциясы жайындағы болжамдар.

Атақты грек философы Платон алғашқы құрлыссыз материя-хаосты Әлемге айналдыратын уақыт деген пікір айтады. Осыған байланысты гипотезаны неміс философы И.Кантта 1755 жылы басылған «Жалпы жаратылыстану тарихы және аспан теориясы» деген еңбегінде дамытады. Ол гипотеза бойынша әлемдік кеңістік алғашқы хаостық күйде болатын материямен толған болу керек. Тартылыс және тебіліс күштерінің әсерінен сол материя уақыттың өтуімен ұйымдасқан бір формаға келү керек. Үлкен тығыздығы бар элементтер бүкіл әлемдік тартылыс заңы бойынша өзіне тығыздығы аз болатын элементтерді тартып, материяның жеке шоғырлары пайда болады. Осындай жеке шоғырлардың төңірегінде соқтығысуының салдарынан планеталар жүйесі жасалу керек.

Ал, П.Лаплас өзінің 1769 жылы басылған «Дүние жүйесін баяндау» деген еңбегінде планеталардың пайда болуы туралы басқа гипотезаны ұсынады. П.Лапластың айтуынша Күннің өзі алғашқы даму кезеңінде қатты қызған және жай айналысқа қатысатын өте үлкен тұман тәріздес объектіге жатады. Гравитация әсерінен алғашқы Күн /протокүн/ сығылады да, оның айналыс жылдамдығы біртіндеп арта береді. Осының нәтижесінде Күннің формасы сығылған формада болады. Сөйтіп, экватордағы салмақ күшімен центрден тепкіш күш теңелген кезде алғашқы күннен алып сақина бөлінеді де, олар суынған кезде олардан жеке-жеке шоғырлар бөлініп, планета пайда болу керек.

Лапластың гипотезасы бойынша қозғалыс мөлшері моментінің Күнмен планеталар арасындағы үлесуін түсіндіре алмаймыз. Екіншіден ыстық газдан планеталардың жасалуы мүмкін емес, үйткені ондай жоғары температурадағы тұрған газ тез ұлғаяды да, кеңістікке шашырап кетеді.

Ағылшын астрономы Джинс 1920 жылдары Күн жүйесінің пайда болуының тасу-толқындық теориясын ұсынады. Бұл теория бойынша Күннің кездейсоқ бір жұлдызға жақындауының нәтижесінде, онда тасу-толқыны пайда болып, оның бетінің қарама-қарсы нүктелерінен күшті газ ағыны бөлу керек. Осы газ массалары бұлт түрінде шоғырланып оларда кішкентай қатты денелер пайда болып соның нәтижесінде планеталар жасалады делінген.

Кейіннен 1930 жылдары Күннің бұрын қос жұлдыз екендігі туралы болжам айтылады. Оның бір компоненті қарсы келген екінші бір жұлдыз арқылы бөлініп бұлтқа айналады да, ол бұттан кейіннен планета жасалуы керек. Осы гипотезаның тағы да бір варианты бойынша қос жұлдыздың /Күннің/ бір компоненті жаңа жұлдыз сияқты күшті жанып қопарылыс болады да, өзінен газ қабатын бөледі, онан соң жұлдыздар бір-бірінен алыстап, пайда болған газ қабатынан планета жүйесі жасалатындығы айтылады.