54. Юпитер Юпитер
Галактикалардың ядролары және олардың активтілігі -
жүктеу/скачать 325,51 Kb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- 73.Жұлдыз аралық орта. Жарықтың тозаңды ортада жұтылуы, оның жұлдыздық арақашықтықты анықтауға әсері.
| 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. 73.Жұлдыз аралық орта. Жарықтың тозаңды ортада жұтылуы, оның жұлдыздық арақашықтықты анықтауға әсері. Аққу мен Центавр шоқжұлдыздарға дейінгі аралықта Құс жолы екі тармаққа бөлінеді. Екіге бөлінген бұл тармақтардың біраз аудандарында және араларында қара түсті аймақтар көрінеді, олардың маңында жарық жұлдыздар кездеспейді. Бұл қараңғы аймақтар сиретілген газ және шаң-тозаң тұмандықтары болып галактикалық жазықтыққа жақын кеңістікке жыйнақталады. Есептеу бойынша біздің Галактикадағы заттардың 3% тозаң күйде болатындығы және жұлдызаралық материяның орташа тығыздығы бірнеше ғана бөлшек бар/ тең екендігі анықталды. 1847 жылы белгілі астроном В.Я.Струве аспандағы жұлдыздардың таралып орналасуын зерттеу арқылы, жұлдыздардың шығаратын жарықтары жұлдызаралық материяда жұтылатындығын ескерткен еді. Жұлдызаралық материяның бар екендігі 1930 жылғы Б.В.Воронцов-Вельяминовтың және 1931 жылғы Р.Трюмилердің еңбектерінің нәтижесінде толық дәлелденді. Қазіргі кезде галактикалық жазықтыққа жақын аймақта жұлдыздардың жарығының әлсіреуі визуальды сәулелерде бір килопарсек үшін 2 , ал фотографиялық диапазонда - 4 тең екендігі белгілі. Іпк қашықтықта жұлдыздық шаманың жұтылу мөлшері А1 болсын. Онда, жұлдыздың жұлдыздық шамасы қашықтықта көрінерлік жұлдыздық шама -нен А1r жұтылу шамасына кем болады, яғни Абсолюттік жұлдыздық шаманың теңдеуін ескерсек, жоғарғы формула мына түрге келеді: Егерде жұлдыздың жалпы жұтылу мөлшері белгілі болса, абсолюттік жұлдыздық шаманы анықтауға болады. Керісінше, абсолюттік жұлдыздық шама М басқа да бір әдістермен анықталса /мысалы, спектрді бақылау арқылы/ және жұлдызға дейінгі қашықтық белгілі болса, жарықтың жұтылу шамасы табылады. Жұлдыздардың жарықтарының жұтылу процесін 4000 нан 70000А аралығында фотографиялық жолмен бақылау нәтижесінде жұтылу коэффициенті болатындығы анықталды. Теория бойынша, жұтылу коэффициентінің бұл тәуелділігі, жұлдызаралық ортаның бөлшектерінің диаметрлері 10–5 – 10–4 см болғанда ғана орындалуы керек. Толқын ұзындық кеміген сайын жұтылу коэффициенті артатындықтан, көк түсті сәулелер сары түске қарағанда көбірек жұтылатындықтан, жұлдыздың түс көрсеткіші артады. Бақыланған түстік көрсеткіштің /В–V /шын/ В–V/0 деп артық бөлігі түстің артықшылығы деп аталады. Жуықтап есептеудің қатынасы: тең болады. Аv – бақылау сәулесіндегі жарықтың жалпы жұтылуы. Түстің артықтығы спектрлік және фотографиялық жолмен анықталады. Бірінші әдіс бойынша шын, ал екіншімен – бақыланатын түстік көрсеткіштер жарықтың жұтылуы тұралы дәл мәліметтер береді. Жұлдыз аралық шаң-тозаңдар Галактика жазықтығына қарай жыйналады екен, және бірлік көлемдегі бөлшектердің саны бұл жазықтықтан алыстаған сайын кеми береді, Жұлдыздық ортада тозаңдардың болуы нәтижесінде алыс жұлдыздардың жарықтары поляризацияланады. Көптеген жағдайда газ бен тозаң араласып газ-тозаң комплекстерін түзейді. Ориондағы Үлкен тұмандық осы комплекстерден тұратындығын П.П.Паренаго тыңғылықты түрде дәлелдеді. Жұлдызаралық ортадағы бөлшектердің орташа коцентрациясы болады. Оңтүстік Крест шоқжұлдызындағы қалыңдығы 8 пс тең «Көмір қап» деп аталатын тығыз бұлттағы жарықтың әлсіреуі тең де, бөлшектердің концентрациясы ~ 0,2 болады. Тозаңдық бұлттардан тығызырақ, онша көлемді емес /0,1-1пс/ қара құрылымдар глобулалар деп аталады. Диаметрлері жүздеген парсекке жететін дұрыс формалы емес /созылмалы/ газ-тозаң бұлттардың жиынтығын диффузиялық тұмандықтар деп айтады. Бұлардағы тозаңдардың концентрациясы галактикалық жазықтыққа жақындаған сайын арта түседі. Бұл аймақтарда массалары 10000 М0 тең тозаннан тұратын тұмандықтардың комплекстері кездеседі. Егерде газ-тозаң тұмандықтардың маңында жарық жұлдыз болса, тұмандық жарқырап көрінеді. Жарық тұмандықтардың екі типтері кездеседі: біреулерінің спектрлерінде эмиссиалық сызықтар /Орион шоқжұлдызындағы Үлкен тұмандық/, ал екіншісінде – көптеген жұлдыздарға тән жұтылу сызықтары кездеседі. Алғашқыларды эмиссиалық, соңғысын – шағылдырғыш тұмандықтар деп атайды. жүктеу/скачать 325,51 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|