54. Юпитер Юпитер
Хаббл жасаған галактикалар классификациясы
жүктеу/скачать 325,51 Kb.
|
54. Юпитер Юпитер
- Бұл бет үшін навигация:
- 76. Галактикаларға дейінгі арақашықтықтарды анықтау.
| 75. Хаббл жасаған галактикалар классификациясы.
Жүздеген миллиард жұлдыздардан тұратын гравитациялы байланысқан жүйелерді галактикалар деп атаймыз. Сыртқы көрінісіне қарай галактикаларды Э.Хабблдың үсынысы бойынша төрт морфологиялық типке бөледі. Олар эллипсті, спиралды, линза тәріздес және дұрыс емес формалы болады. Алғаш Әлемнің космологиялық моделін жасаған кезде оның қүрамындағы зат біртекті және изотропты түрде үлесілген деп қарыстырылады. Ал, шындығында заттың массасының елеулі белгілі қазіргі кезде галактика және галактикалардың шоғырларында конденсацияланған екендігі анықталып отыр. Алғаш бұл мәселеге 1902 жылы Дж.Х.Джинс көңіл аударып, оны қарастырады. Ол кісінің пікірі бойынша, егер біртекті ортада бір себептердің нәтижесінде қоюлану, яғни мөлшері болатын біртексіздік пайда болатын болса, онда ол ары қарай өзінің меншікті тартылысының әсерінен тығыздала түседі немесе газ қысымының ықпалынан біртіндеп сиреп кете береді. Мұның өзі қоюлану мөлшерінің бір кризистік шамадан аз не көп болуына байланысты болады. Осы кризистік мөлшер Джинс толқын ұзындығымен бағаланады. Оны анықтау үшін сол қозғаланған аймақ үшін газ қысымымен салмақ күшінің теңдік шарты алынады: Осыдан болған жағдайда /7-1/ Орнықсыздықтың салдарынан пайда болған қозғалған шоғырдың көлемі шамамен , ал оның массасы болады. Сонда /7-2/ Сөйтіп, белгілі массасы бар қозғалған шоғыр жасалу үшін Т және шамаларының белгілі қатынаста болуы шарт. Мысалы, галактикаға дейінгі заттың тығыздығы /Галактиканың орташа тығыздығы/ болса, онда массасы болатындай қоюланған шоғыр пайда болу үшін температура 106К болу керек. Ал, төменгі температураларда массасы аз қоюланған шоғыр пайда болады. 76. Галактикаларға дейінгі арақашықтықтарды анықтау. Галактикалардың сызықтық мөлшерлері оларға дейінгі қашықтыпен көрінерлік бұрыштық шама арқылы анықталынады. Бірақ, галактикалардың басым көпшілігінің айқын шекаралығы болмағандықтан және жұлдыздық тығыздықтары біртіндеп орталықтан қашықтыққа байланысы кемитіндіктен олардың көрінерлік мөлшерінің нәтижесі қандай беттік жарқылға дейінгі шекарада бақыланатындығына тәуелді болады. Өте ірі эллипстік және спиральды галактикаларда жұлдыздар центрден 15-20 кпк болатын қашықтықтарда бақыланады. Галактикаға дейінгі қашықтық және көрінерлік жұлдыздың шамасы арқылы олардың жарқырауын анықтауға болады. Ең үлкен деген галактикалардың фотографиялық абсолют жұлдыздық шамасы , ал Е және S типті галактикалар үшін орташа ,3 болады. Демек, бұл шама ондаған миллиард Күннің жарқырауындай болады. Ал, дұрыс емес галактикалар бұдан 100 еседей нашар болады. Цефейд тәсілі бойынша периоды 40 тәуліктен артық болатын цефейдтердің фотографиялық абсолют жұлдыздық шамалары шамада болатындары алынады. Сондықтан оларды бізге жақын орналасқан галактикалардың ішінде табуымызға болады. Сөйтіп, осы цефейдтерге дейінгі қашықты анықтау арқылы олар жатқан галактиканың бізден қашықтығын табуымызға болады. Жаңа жұлдыздар тәсілі бойынша бізге жақын орналасқан әрбір галактикада жатқан бір жаңа жұлдыздардың бір жыл ішіндегі қопарылыс санын /бірнеше ондаған/ есепке алуға болады. Осы сияқты жұлдыздарды зерттеудің негізінде жылтыраудың /максимум/ ең үлкен кезіндегі жарқырау неғұрлым максимумнен тезірек төмендесе, солғұрлым жарқылдау көп болатындығы анықталып отыр. Егер жаңа жұлдыздың жарықтылығының максимум мәнге жеткеннен кейінгі төмендеуі 3 -ге жеткенге дейінгі кеткен уақыт болса, тәуліктен аз болып болады. -тің мәнінің артуына байланысты шамасы кемиді. Сөйтіп, жаңа жұлдыздың ең үлкен жарықтылығы кезіндегі көрінерлік жұлдыздық шамасы білу арқылы және уақыттың белгілі мәні арқылы мен – -ді бағалау қыйындық келтіремейді. Соның негізінде галактикаға дейінгі қашықтық анықталады. 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, 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 Бұл өрнектен ұмтылған кезде қызыл ығысудың шексіз үлкен шама болатындығын көреміз. Мысалы, тең болса, онда болады еді. жүктеу/скачать 325,51 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|