54. Юпитер Юпитер
Галактикалардың физикалық қасиеттері: өлшемдері, массасы, жарықтылығы, айналуы. Галактикалардың ядролары
жүктеу/скачать 325,51 Kb.
|
54. Юпитер Юпитер
| 77 Галактикалардың физикалық қасиеттері: өлшемдері, массасы, жарықтылығы, айналуы. Галактикалардың ядролары
Галактиканың массалары олардың сыртқы бөліктерінің жылдамдықтарының негізінде анықталады. Бұл тұрғыдан массаны бағалау үшін галактиканың айналысы болады деп есептейді. Сөйтіп, центрге тартқыш үдеумен гравитациялық үдеуді теңестіріп, галактиканың массасын табуға болады: Мұндағы сызықтық жылдамдық /айналыстың/, гравитация тұрақтысы, R – галактиканың радиусы. Егер айналыс жылдамдығының центрге дейінгі қашықтыққа тәулділігі белгілі болса, оңда галактикадағы массаның үлесуін табуымызға болады. Эллипстік галактикалардың массасын жоғарыда ұсынылған тәсіл бойынша анықтай алмаймыз. Үйткені олардың айналысын сипаттайтын сенімді нәтижелер жоқтың қасы. Сондықтан массаны бағалау үшін ондағы жұлдыздардың ретсіз жылдамдықтарының орта мәні алынады да, орта мәннің өзі галактика спектріндегі сызықтардың Доплерлік ені арқылы бағаланады. Мұнымен қатар галактикадағы жұлдыздың толық кинетикалық энергиясы өзінің потенциалдық энергиясынан аз болу керек. Бұл шарт орындалмаған жағдайда қарастырып отырған жұлдызымыз галактиканы тастап кеткен болар еді. Осыған байланысты теория бізге мынадай өрнек береді: Ең ірі эллипстік галактикалардың массалары Күн массасынан 1013 есе ал, ергежейлі галактикалардың массасы 106 есе көп болатының айтуға болады. Спиральды галактикалардың массасы 108–1012 есе ал, дұрыс емес галактикалар үшін 108–1010 есе Күн массасынан көп болады. Галактикалардың жарқырауының өзі бірнеше жұлдыздық шамалар аралығында бір-бірінен өзгеше болып отырады. Атап айтқанда, өте жарық деген эллипстік галактиканың абсолют жұлдыздың шамасы яғни , ал ергежейлі эллипстік галактикалар үшін / болады. Спиральды галактикалардың абсолют жұлдыздық шамасы нен ге дейінгі аралықта жатады. Галактикалар үшін тағы бір сипатты шама, ол олардың массасының жарқырауға қатынасы болып саналады / – масса мен жарқырау L Күн бірлігінде есептеледі/. Осы қатынас арқылы галактикадағы орналасқан жұлдыздар туралы белгілі қорытынды жасауымызға болады. Егер қарастырып отырған галактикамыз Күн сияқты жұлдыздардан тұратын болса, қатынас 1-ге тең болар еді. Шындығын айтсақ бұл қатынас бірнеше бірліктен жүздікке дейінгі аралықтағы мәндерде байқалады. Мысалы /МЗІ/ Андромеда галактикасының массасы , сонда болады, ал Үлкен Магеллан Бұлтының /Іr-типті/ массасы Күн массасына тең, демек болады. Жалпы жағдайда қатынас спиральдық және дұрыс емес галактикалар үшін эллипстік галактикалардыкіне салыстырғанда елерліктей көп болады. Мұндай айырмашылықтың негізінде бұл галактикалардың жұлдыздық құрамының өзгеше болатындығын түсіндіруімізге болады. Эллипстік галактикаларда өте ыстық алып және жоғарғы алып жұлдыздар болмайды. Олар негізінен К және М классындағы сары, қызыл ергежейлі жұлдыздардан тұрады. Ал, спиральды және дұрыс емес галактикаларда спектрлік О және В класстарына жататын ыстық алыппен жоғарғы алып жұлдыздар өте көп болып кездеседі. 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. жүктеу/скачать 325,51 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|