Галактикаларды ядролары жне оларды активтілігі.

Галактиканы барлы массасыны азантай лесі ана ядро деп аталатын оны орталы аймаында жатады да, оны зі жлдыздарда трады. Галактикалар ядросыны жлдызды рамы оптикалы спектр арылы аныталады. Бл нтиже оларды жлдызды рамыны бізді Галактикадаы сфералы жйешікті /под система/ жлдызды спектрінде жлдыздара сипатты жту сызытарымен атар эмиссиялы шыару сызытары да кездеседі.

Егер галактикаларды ядроларында те кшті активті процестер болып жататын болса, онда ондай ядроларды активті ядролар деп атаймыз.

Спиральды галактикаларды орталы аймаыны спектрінде де жту сызытарымен атар газды тмандытарды шыару сызытарыда болатындыын креміз. Мндай спектрді шыару сызытары кпшілік жадайда те енді болып келеді.

Мны зі галактика центріндегі объектілерді табиаты жлдызды табиаттан згеше болатындыын жне оларды энергия зонасыны те кп болатындыын крсетеді. Спектр сызытарыны еніні артуы энергияны блуіну кезіндегі газды аымыны латырылу жылдамымен аныталынады. Осындай озалысты сипатымен латырылан газды жылдамдыы жне галактика ядросыны жарырауы негізінде оларды активтілігі бааланады. Ядроны активтілігіні затыы 10⁶ жыл шамасында болып белгіленеді. Ал, ядродан латырылан газ аымымен релятивті блшектерді толы массасы 10⁶ ÷ 10⁷ Кн массасындай, кинетикалы энергиясы 10⁴⁹ Дж шамасындай, болып бааланады. Мнымен атар галактика ядросындаы затты блшектері 500-4000 км/с жылдамдыпен озалатындыы белгілі болып отыр. Бізді Галактикаа сас галактикаларды ядроларыны активтілігі аз болып кездеседі. Мндай галактикаларды центрінен газды аымы салыстырмалы трде аз яни секундіне ондаан километр жылдамдыпен ана тіп жатады.

Спиральды Сейферт галактикаларыны орталы аймаынан озалан газбен жеке блттарды жылдамдытары секундіне жздеген тіпті мыдаан километр болады /8500 км/с ке дейін/. Мндай газдарды галактиканы тастап кетуіне жылдамдытары жеткілікті болады. Мндай галактикаларды диаметрі 10кпк шамасында болады да, оларды е кшті суле блетін аймаы бдан 2-3 еседей аз болады. Сейферт галактикасы спектрді инфраызыл облысыны энергиясын кп шыарады.

Эллипстік галактикаларды арасынан зіні активтілігі жнінен М87 объектісін атауа болады /бл ызбикеш жлдыздар тобыны Е0 типті галактикасындай/. Бл галактиканы ядросыны тірегінде латырып тасталан бірнеше шоырды байауымыза болады. Осы латырып тастаан шоырды массасы 10⁷ Кн массасындай, ал ондаы газ блшектеріні жылдамдыы 3000 км/с, латыру энергиясы 10⁵⁵ Дж болады.

М87 галактикамыз радиосуле шааратын е бір кшті электромагниттік толынны кзі болатын объект.

Активті галактикаларды атарына Маркарянны галактикаларында жатызуа болады. /Оларды 600 белгілі/. Мндай галактикалар ультраклгін спектрлік сулелерді кштірек шыарады. Оларды тстері аномальды кгілдір болып келеді. Оны негізгі себебі оларда кшті жлдыз жасалу процесі жріп жатанда деп болжам айтылады. Галактикаларды ядроларыны активтілік проблемасы толы шешілмеген лемге жатады.

Сратары: 1. Галактикадан тыс астрономияны негіздері. 2. Хаббл жасаан галактикалар классификациясы. 3.Галактикалара дейінгі араашытытарды анытау. 4.Галактикаларды физикалы асиеттері: лшемдері, массасы, жарытылыы, айналуы. 5.Галактикаларды ядролары.

Ші лекция. Галактикаларды спектрі. ызыл ыысу. Хаббл заы. зара серлесуші галактикалар. Квазарлар. Галактикаларды топталуы. Метагалактика. Галактикаларды жне галактикалар жйелеріні жасырын массасы.

Мнымен атар галактикалара дейінгі ашыты оларды трімен брышты млшері арылыда аныталады. Ал, те алыс галактикаларды бізден ашытыын тек спектрдегі ызыл ыысуды шамасы арылы ана анытайды.

Бізге белгілі барлы галактикаларды спектр сызытары ызыл аймаа арай ыысып орналасатыны баылауды негізінде белгілі болып отыр. Бл былысты «ызыл ыысу» деп атаймыз. Мндай былыс галактиканы озалысыны нтижесінен болады /сулелік озалыс/. Сйтіп, салыстырмалы спектр сызытарыны ыысуы арылы галактиканы озалыс жылдамдыы Доплер формуласы арылы табылады:

мндаы с - жарыты таралу жылдамдыы, z – салыстырмалы ыысу. 1927 жылы оымысты Хаббл галактиканы сулелік жылдамдыы оны ашытыына пропорционал артатындыын крсетті. Сонда:

Мнда мегапарсекпен есептелген ашыты.

Н – Хаббл тратысы, бл коэффициент шін азіргі кезде Н 60-80 км/сМпк алынады. Аыры рнек арылы галактикаа дейінгі ашытыты табуымыза болады, яни

Аыры рнекпен жлдызды шаманы байланыстырса мынадай рнек алынады:

М-галактиканы абсолют жлдызды шамасы. азіргі кезде 1500 галактикаларды ызыл ыысуы есептелген. Сонда нашар крінетін объектілер шін z – параметріміз км/с жылдамдыа сйкес келеді екен. Е алыс галактикаларды , олара арнайы салыстырмалы теорияны негізінде z – параметрін анытайды:

Бл рнектен мтылан кезде ызыл ыысуды шексіз лкен шама болатындыын креміз. Мысалы, те болса, онда болады еді.

Галактикаларды барлыы да здерінен радиотолындарды шыарып жатады. Біра, оларды басым кпшілігіні радиосуле шыару уаты те аз болып келеді. Дегенмен кейбір галактикаларды шыаратын радиотолындарыны уаты оларды оптикалы суле шыару уатымен салыстыруа болатындай дрежеде болып кезедеседі. Мндай галактикаларды радиогалактикалар деп атаймыз. Радиогалактикаларды радиотолын шыару уаты кдімгі галактикалармен салыстыранда мы тіпті он мы еседей кп болады.

Соы жылдары 10000 аса жеке радиотолындарды кздері аныталып отыр /аыры 40 жыл аралыында/. Олар шін жасалан каталогты ішінен белгілі болан шінші Кембридж каталогін атап туге болады/ ысаша белігісі 3С/.

те кшті радиогалактикаларды ішінен Ау А галактиканы атап туге болады. Оан дейінгі ашыты 330 Мпс болып, радиотолын шыару оптикалыпен салыстыранда 6 есе кп болатыны креміз. Бізден те алыс орналасан 30295 радиогалактика шін ызыл ыысуды шамасы болады да, оны ашытыы 2500 Мпс ал, суле шыару уаты 10³⁹ Дж/с болып бааланады.

Е лкен уатты радиотолындар шыаратын кздерді квазарлар /квазижлдызды радиокздер/ деп атаймыз. Мндай объектілерді зерттеу 1960 жылдан бастап жргізіліп келеді.

Квазарларды галактикаларды активті ядролары сияты спектрді инфраызыл жне зын айматарыны толындарын артыымен шыаратындай асиеттері болады. Квазарларды спектрінде диффузиялы тмандытардаы сияты эмиссиялы шыару сызытары, ал кей кездерде тіпті резонансты жту сызытары болатындыы аныталып отыр. Мндай объектілерді спектрлеріні ерекшеліктері біріншіден бір-бірінен млдем згеше болып зара састыты болмауы, екіншіден шыару сызытарыны ешбір жер бетіндегі химиялы элементтерді бірде біреуіне сйкес келмегендігі та аларлы былыс болды. Кейіннен бл мселелер спектр сызытарыны ызыл аймаа арай ыысу нтижесінен болатындыы аныталды. Мысалы, 3С273 объектісіні ызыл ыысуы , ал 3048 объектісінікі – екендігі аныталды. Осы ыысуды шамасы арылы объетілерге дейінгі ашытыпен жарытылыты анытауымыза болады.

азіргі кезде бірнеше жздеген квазарлар белгілі болып отыр, оларды ішінен е алыс ашытыта орналасан 0 Q172 квазары шін , ал жарырауы 10⁴⁰ ÷ 10⁴¹ Вт. те, бл аса ірі галактиканы куатынан 100 ÷ 1000 есе арты екені креміз. Квазарларды спектрлерін талдауды негізінде, оларды атмосферасыны химиялы рамы кдімгі жлдыздар атмосферасынікі сияты болатындыы аныталды.

1965 жылы жлдызды галактикалар аныталды, оларды квазаги деп атайды. Бл объектілер квазарлара сас боланымен радиотолындар шыару асиеті елерліктей болады. Квазарлармен квазагилер галактикаларды мгілік емес мір сру кезедері болы керек деген болжам айтылады. Хаббл телескопты кмегімен квазарлар галактикаларды те активті ядролары екені айындалады.

Галактикаларды кеістіктегі лесуі.Галактиканы кеістіктегі лесу мселесін зерттей кезінде жарырауды интегралды функциясы -ді пайдаланады. Бл функция крінерлік жлдызды шамасы -нен кем не оан те болатын объектілерді аспанны берілген облысында саны анытайды.

Егер галактикалар кеістік бойынша біркелкі лескен болса, онда Зеелигер теоремасы орындалан болар еді, яни

Бл проблеманы алаш талдаан оымысты Хаббл болды. Ол кісі диаметрі 2,5 метрлік рефлектор арылы жлдызды шамасы 20 -ге дейінгі галактикаларды санын есептейді. Сонда бір шаршы /квадратный/ градус аспанны облысында орта шамамен жлдызды шамасы 20 -ге дейінгі 131 галактика келеді екен. Ал, сфераны бетіне 41253 шаршы градус сйкес келеді. Олай болса 20 -ге дейінгі жлдызды шамасы бар галактикаларды аспан сферасындаы жалпы саны болады.

азіргі кездегі е лкен 6 метрлік телескоп арылы жлдызды шамасы 24 -ге дейінгі галактикаларды баылауымыза болады. Бл жадайда , яни болады.

Сйтіп Хаббл Зеелигерді теоремасыны барлы баыттар шін орындалатындыын крсетті. Демек галактикаларды кеістіктегі барлы баыттаы лесуі бірдей жне изотропты болады деген орытындыа келеміз.

Сратары: 1. Галактикаларды спектрі. 2.ызыл ыысу. 3.Хаббл заы. 4.зара серлесуші галактикалар. 5.Квазарлар.6.Галактикаларды топталуы. 7.Метагалактика. 8.Галактикаларды жне галактикалар жйелеріні жасырын массасы.

29-шы лекция. Космогония негіздері жне космология мселелері. Кн жйесіні космогониясы. Кант пен Лапласты космогониялы болжамдары. Жер мен планеталарды жасы. Экзопланеталар. Космология пніндегі жлдыз-дарды пайда болуы, эволюциясы, жасы, галактикалар эволюциясы жайындаы болжамдар.

Ататы грек философы Платон алашы рлыссыз материя-хаосты лемге айналдыратын уаыт деген пікір айтады. Осыан байланысты гипотезаны неміс философы И.Кантта 1755 жылы басылан «Жалпы жаратылыстану тарихы жне аспан теориясы» деген ебегінде дамытады. Ол гипотеза бойынша лемдік кеістік алашы хаосты кйде болатын материямен толан болу керек. Тартылыс жне тебіліс кштеріні серінен сол материя уаытты туімен йымдасан бір формаа кел керек. лкен тыыздыы бар элементтер бкіл лемдік тартылыс заы бойынша зіне тыыздыы аз болатын элементтерді тартып, материяны жеке шоырлары пайда болады. Осындай жеке шоырларды тірегінде сотыысуыны салдарынан планеталар жйесі жасалу керек.

Ал, П.Лаплас зіні 1769 жылы басылан «Дние жйесін баяндау» деген ебегінде планеталарды пайда болуы туралы баса гипотезаны сынады. П.Лапласты айтуынша Кнні зі алашы даму кезеінде атты ызан жне жай айналыса атысатын те лкен тман тріздес объектіге жатады. Гравитация серінен алашы Кн /протокн/ сыылады да, оны айналыс жылдамдыы біртіндеп арта береді. Осыны нтижесінде Кнні формасы сыылан формада болады. Сйтіп, экватордаы салма кшімен центрден тепкіш кш теелген кезде алашы кннен алып саина блінеді де, олар суынан кезде олардан жеке-жеке шоырлар блініп, планета пайда болу керек.

Лапласты гипотезасы бойынша озалыс млшері моментіні Кнмен планеталар арасындаы лесуін тсіндіре алмаймыз. Екіншіден ысты газдан планеталарды жасалуы ммкін емес, йткені ондай жоары температурадаы тран газ тез лаяды да, кеістікке шашырап кетеді.

Аылшын астрономы Джинс 1920 жылдары Кн жйесіні пайда болуыны тасу-толынды теориясын сынады. Бл теория бойынша Кнні кездейсо бір жлдыза жаындауыны нтижесінде, онда тасу-толыны пайда болып, оны бетіні арама-арсы нктелерінен кшті газ аыны блу керек. Осы газ массалары блт трінде шоырланып оларда кішкентай атты денелер пайда болып соны нтижесінде планеталар жасалады делінген.

Кейіннен 1930 жылдары Кнні брын ос жлдыз екендігі туралы болжам айтылады. Оны бір компоненті арсы келген екінші бір жлдыз арылы блініп блта айналады да, ол бттан кейіннен планета жасалуы керек. Осы гипотезаны таы да бір варианты бойынша ос жлдызды /Кнні/ бір компоненті жаа жлдыз сияты кшті жанып опарылыс болады да, зінен газ абатын бледі, онан со жлдыздар бір-бірінен алыстап, пайда болан газ абатынан планета жйесі жасалатындыы айтылады.