Соларға шейінгі қашықтық 150000 жарық жылына жуық
Галактикалардың негізгі сипаттамалары
XVIII ғасырда В. Гершель аспандағы тұман тәрізді мыңдаған дақты (тұмандықтарды) байқап, оларды каталогқа енгізді. Кейін олардың көпшілігінің спиральды пішінге ие екені анықталды. Америкалық астроном Э. Хаббл (1889–1953) Андромеда шоқжұлдызындағы тұмандықты суретке түсіріп, оның сансыз көп жұлдыздардан тұратын аса ірі жұлдыздық жүйе екенін көрсетті.
Хаббл тұмандықтың ішінен жаңа жұлдыздардың тұтануын, шашыранды және шар тәрізді шоғырларды, сондай-ақ цефеид айнымалы жұлдыздарын байқады. Цефеидтердің айналу периодтары мен көрінетін жұлдыздық шамаларын өлшей отырып, ол бұл нысанның біздің Галактикадан тыс, өте алыс орналасқанын дәлелдеді. Қашықтық пен бұрыштық өлшем белгілі болғандықтан, оның диаметрін сызықтық бірліктермен есептеу мүмкін болды: Андромеда тұмандығы біздің Галактикамен шамалас, алып спиральды галактика екені анықталды.
Андромедаға дейінгі қашықтық
Шамамен 2 миллион жарық жылы.
Құрамы
Газды және тозаңды тұмандықтар, жұлдыз шоғырлары, айнымалы жұлдыздар.
Неліктен сопақ көрінеді?
Осьіне көлбеу бұрышпен көрінгендіктен, пішіні сопақтау байқалады.
Үшбұрыш шоқжұлдызындағы галактика да спиральды, бірақ көру сәулесіне қатысты көлбеулігі азырақ болғандықтан, сыртқы көрінісі өзгеше қабылданады. Осылайша, біздің Галактика шегінен тысқары сан алуан алып жұлдыздық жүйелер табылып, олардың барлығына ортақ «галактикалар» атауы берілді.
Қызыл ығысу және Хаббл заңы
Хаббл галактикалардың спектрлеріндегі сызықтардың спектрдің қызыл шетіне қарай ығысатынын анықтады. Бұл құбылыс қызыл ығысу деп аталады және ол галактикаға дейінгі қашықтық артқан сайын өседі. Доплер эффектісіне сәйкес, қызыл ығысу жарық көзінің бақылаушыдан алыстап бара жатқанын көрсетеді.
Негізгі байланыс
Галактикаға дейінгі D қашықтық пен оның алыстау v жылдамдығы арасында пропорционалдық бар. Бұл тәуелділік Хаббл заңы деп аталады, ал пропорционалдық коэффициент H — Хаббл тұрақтысы.
Хаббл тұрақтысының шамамен бағаланған мәні бойынша, қашықтық әрбір миллион парсек артқанда, алыстау жылдамдығы шамамен 100 км/с-қа өседі.
Сондықтан алыстағы галактикаларға дейінгі арақашықтықты олардың спектріндегі сызықтардың қызыл ығысуы арқылы анықтауға болады.
Галактикалардың пішіні және құрылысы
Спиральды галактикалар
Бақыланатын галактикалардың көбі — спиральды. Біздің Галактика және Андромеда — ең ірі спиральды галактикалардың қатарына жатады. Спиральды галактикалар бірнеше жүз миллион жылдық периодпен айналады, ал олардың массасы Күн массасымен салыстырғанда аса үлкен шамаларға жетеді.
Спираль тармақтары көбіне ыстық жұлдыздардан, цефеидтерден, алып жұлдыздардан, шашыранды шоғырлардан және газ тұмандықтардан тұрады.
Қисық (бұрыс) галактикалар
Қисық галактикалар спиральдыларға қарағанда сирек кездеседі. Олардың айқын симметриясы жоқ, пішіні «тұрпатсыз» болып көрінеді. Оңтүстік аспанда байқалатын Үлкен және Кіші Магеллан Бұлттары осы топқа жатады және біздің Галактиканың серіктері болып саналады.
Магеллан Бұлттарына дейінгі қашықтық шамамен 150 000 жарық жылы. Олардың жұлдыздық құрамы спиральды галактикалардың тармақтарындағы жұлдыздарға ұқсас, ал айқын ядросы жоқ.
Эллипстік галактикалар
Ең жиі кездесетіндердің бірі — эллипстік галактикалар. Олар шар тәрізді жұлдыз шоғырларына ұқсайды, бірақ өлшемі әлдеқайда үлкен. Бұл галактикалар өте баяу айналады, сондықтан жылдам айналатын спиральдылардай қатты «жайпақталмаған».
Эллипстік галактикаларда ерекше алып жұлдыздар да, диффузиялық тұмандықтар да аз немесе мүлде болмайды.
Газ, тозаң және радиосәуле
Галактикалар радиотолқындар шығарады. Радиосәулелердің маңызды бөлігі 21 см толқын ұзындығында нейтрал сутегінен, сондай-ақ қылаң түсті тұмандықтардағы иондалған ыстық сутегінен таралады. Нейтрал сутегінің үлесі галактика массасының шамамен 10%-ына жуық екені анықталған.
Галактикаларда тозаң да бар. Бұл әсіресе бізге қырынан көрінетін, ұршыққа немесе жалпақ бұршаққа (жасымыққа) ұқсайтын галактикаларда айқынырақ байқалады: галактика жазықтығы бойымен созылған қоңырқай жолақ — тозаңды тұмандықтардың шоғырланған аймағы.
Жарқырау ауқымы және белсенді ядролар
Галактикалардың жарқырауы әртүрлі. Алып галактикалардың абсолют жұлдыздық шамасы шамамен −21-ге жуық, ал олардан шамамен 1500 есе бәсең ергежейлі галактикалар да бар; олардың абсолют жұлдыздық шамасы −13-ке дейін жетеді.
Амбарцумянның идеялары
Академик В. А. Амбарцумян көптеген спиральды және эллипстік галактикалардың орталық аймақтарында (ядроларында) қопарылысқа ұқсас құбылыстар жүріп, орасан энергия бөлінетінін алғашқылардың бірі болып көрсетті. Кейбір галактикалардың ядроларынан шығатын қуатты рентген сәулелері олардың белсенділігінің жоғары екенін дәлелдейді.
Ол сондай-ақ галактикалар өте тығыз «жұлдызға дейінгі» заттан түзілген болуы мүмкін деген болжам ұсынды: бұл зат өздігінен ыдырап, жұлдызға дейінгі денелер ассоциацияларын туғызады, ал олар әрі қарай ыдырау арқылы жұлдыздарды және диффузиялық материяны қалыптастырады. Ядросы аса белсенді, күшті радиосәуле шығаратын және көп мөлшерде газ лақтыратын галактикаларды ол жас галактикалар деп қарастырды.
Галактикалардың пайда болуы және жұлдыз түзілуі
Дегенмен, ғалымдардың көпшілігі жұлдыздар мен галактикалар Метагалактикадағы сутегі-гелий ортасының жеке бұлттарға ыдырауы нәтижесінде пайда болды деген гипотезаны қолдайды. Кейін бұл бұлттар тартылыс күшінің әсерінен сығылып, күрделене дамыған жұлдыздық жүйелерге айналады.
Ескі жұлдыздар басым жүйелер
Шар тәрізді және эллипстік галактикаларда жұлдыз түзілу процесі, негізінен, аяқталған. Бұл жүйелердегі жұлдыздар — ең кәрі жұлдыздар қатарына жатады.
Жұлдыз түзілуі жалғасатын жүйелер
Спиральды және бұрыс кейіпті галактикаларда жұлдыздардың түзілуі қазіргі уақытта да жүріп жатыр.