Галактикаларды рлысы жне физикалы сипаттамалары.

Галактика дниесінде оларды формасыны сан алуан трлерін кездестіреміз. Мнымен атар тіпті бір типке /трге/ жататын галактикаларды зі млшері, массасы, жарырау дрежесі т.б. физикалы сипаттары трысынан бір-бірінен млде згеше болып отырады.

Галактикаларды сызыты млшерлері олара дейінгі ашытыпен крінерлік брышты шама арылы аныталынады. Біра, галактикаларды басым кпшілігіні айын шекаралыы болмаандытан жне жлдызды тыыздытары біртіндеп орталытан ашытыа байланысы кемитіндіктен оларды крінерлік млшеріні нтижесі андай беттік жарыла дейінгі шекарада баыланатындыына туелді болады. те ірі эллипстік жне спиральды галактикаларда жлдыздар центрден 15-20 кпк болатын ашытытарда баыланады.

Галактикаа дейінгі ашыты жне крінерлік жлдызды шамасы арылы оларды жарырауын анытауа болады.

Е лкен деген галактикаларды фотографиялы абсолют жлдызды шамасы , ал Е жне S типті галактикалар шін орташа ,3 болады. Демек, бл шама ондаан миллиард Кнні жарырауындай болады. Ал, дрыс емес галактикалар бдан 100 еседей нашар болады.

Бір галактиканы трліше бліктеріндегі спектр сызытарын салыстыру немесе барлы спектрдегі сызытарды еніні артуын есептеу арылы галактикаларды айналма озалыса атысатындыына кз жеткізуге болады. Галактиканы сырты бліктеріні айналу периоды шамамен 10⁸ жыл болады екен. Ал, галактиканы орталы блігі бірдей брышты жылдамдыпен яни атты дене сияты айналыс жасайды. Спиральды галактикаларды шеткі айматарыны айналыс сипаты Н ІІ –айматарын баылауды негізінде аныталады. Сонда, галактиканы центрінен есептегенде белгілі бір ашытытан бастап жлдызды айналу кезінде сызыты жне брышты жылдамдытары кеміп, рбір жлдыз Кеплерді ІІІ-заына сйкес озалып отырады. Галактикаларды айналу периоды 50 ден 5000 миллион жылдар аралыында жатады. Сонда SO жне Sа тобындаы галактикалар жылдам ал SС жне дрыс емес галактикалар жай айналыс жасайды.

Галактиканы массалары оларды сырты бліктеріні жылдамдытарыны негізінде аныталады. Бл трыдан массаны баалау шін галактиканы айналысы болады деп есептейді.

Сйтіп, центрге тартыш деумен гравитациялы деуді теестіріп, галактиканы массасын табуа болады:

Мндаы сызыты жылдамды /айналысты/, гравитация тратысы, R – галактиканы радиусы.

Егер айналыс жылдамдыыны центрге дейінгі ашытыа тулділігі белгілі болса, ода галактикадаы массаны лесуін табуымыза болады.

Эллипстік галактикаларды массасын жоарыда сынылан тсіл бойынша анытай алмаймыз. йткені оларды айналысын сипаттайтын сенімді нтижелер жоты асы. Сондытан массаны баалау шін ондаы жлдыздарды ретсіз жылдамдытарыны орта мні алынады да, орта мнні зі галактика спектріндегі сызытарды Доплерлік ені арылы бааланады. Мнымен атар галактикадаы жлдызды толы кинетикалы энергиясы зіні потенциалды энергиясынан аз болу керек. Бл шарт орындалмаан жадайда арастырып отыран жлдызымыз галактиканы тастап кеткен болар еді. Осыан байланысты теория бізге мынадай рнек береді:

Е ірі эллипстік галактикаларды массалары Кн массасынан 10¹³ есе ал, ергежейлі галактикаларды массасы 10⁶ есе кп болатыны айтуа болады. Спиральды галактикаларды массасы 10⁸–10¹² есе ал, дрыс емес галактикалар шін 10⁸–10¹⁰ есе Кн массасынан кп болады.

Галактикаларды жарырауыны зі бірнеше жлдызды шамалар аралыында бір-бірінен згеше болып отырады. Атап айтанда, те жары деген эллипстік галактиканы абсолют жлдызды шамасы яни , ал ергежейлі эллипстік галактикалар шін / болады. Спиральды галактикаларды абсолют жлдызды шамасы нен ге дейінгі аралыта жатады. Галактикалар шін таы бір сипатты шама, ол оларды массасыны жарырауа атынасы болып саналады / – масса мен жарырау L Кн бірлігінде есептеледі/. Осы атынас арылы галактикадаы орналасан жлдыздар туралы белгілі орытынды жасауымыза болады. Егер арастырып отыран галактикамыз Кн сияты жлдыздардан тратын болса, атынас 1-ге те болар еді. Шындыын айтса бл атынас бірнеше бірліктен жздікке дейінгі аралытаы мндерде байалады. Мысалы /МЗІ/ Андромеда галактикасыны массасы , сонда болады, ал лкен Магеллан Блтыны /Іr-типті/ массасы Кн массасына те, демек болады. Жалпы жадайда атынас спиральды жне дрыс емес галактикалар шін эллипстік галактикалардыкіне салыстыранда елерліктей кп болады. Мндай айырмашылыты негізінде бл галактикаларды жлдызды рамыны згеше болатындыын тсіндіруімізге болады. Эллипстік галактикаларда те ысты алып жне жоары алып жлдыздар болмайды. Олар негізінен К жне М классындаы сары, ызыл ергежейлі жлдыздардан трады. Ал, спиральды жне дрыс емес галактикаларда спектрлік О жне В класстарына жататын ысты алыппен жоары алып жлдыздар те кп болып кездеседі.

Галактикаларды жлдызды рамы туралы малматты біз оларды спектрі арылы да алуымыза болады. Сонда дрыс емес галактикаларды спектрі А жне F класындаы жлдыздарды спектріндей, спиральды галактиканы спектрі F жне G класстарындаы жлдыздарды спектріндей, ал эллипстік галактиканы спектрі G жне К класстарындаы жлдызды спектріндей болатындыын креміз. Бдан біз спиральды жне дрыс емес галактикаларды рамында ертерек спектрлік класса жататын жлдыздар салыстырмалы трде кбірек болады да, ал эллипстік галактикалар соы спектрлік класса жататын жлдыздардан трады /бізді Галактикада сияты сфералы жйедегі жлдыздар/