Пульсациялаушы айнымалылар

Цефеидалар

Цефеидалар деп ерекше жылтырлық қисықтары бар физикалық айнымалы жұлдыздар аталады. Көрінетін жұлдыздық шама уақыт бойынша бірсыдырғы және периодты түрде өзгереді және жұлдыз жарықтылығы бірнеше есе өзгеруіне сәйкес келеді. Жұлдыздардың бұл класы осы топтағылардың өкілі δ Цефей жұлдызының атымен аталған. Цефеидалар Ғ және G класындағы алыптар және аса алыптарға жатады. Бұл жағдай оларды алыс қашықтықтардан бақылауға мүмкіндік береді. Период-цефеидалардың ең негізі сипаттамаларының бірі. Осы типтегі әрбір жұлдыз үшін ол өте үлкен дәлдікпен тұрақты болып қалады, бірақ әрине әрбір цефеида үшін периодтар әртүрлі болып келеді. (бір тәуліктен бірнеше ондаған тәуліктерге дейін) Көрінетін жұлдыздық шамалармен бірге цефеидалардың спектрлері де өзгереді. Бұл цефеидтердің жарықтылығының өзгеруі оның атмосферасы температурасының шамамен 1500 К-ге дейін өзгеруімен қатар жүреді деген сөз. Цефеидалардың спектрлерінде спектрлік сызықтардың ығысуы бойынша сәулелік υ векторының периодты өзгеруі байқалған. Сызықтардың ең көп ығысуы min-де қызыл түске қарай, ал max-да көк түске қарай бағытталады. Сол себепті жұлдыздардың радиустары да периодты түрде өзгеріп тұрады.

Бақылаулар цефеидалар атмосфераларының үнемі пульсациялап тұратынын көрсетті. Олай болса, олар ұзақ уақыт бойы тербелмелі процесті ұстап тұратын жағдай бар болғаны. Бұл былайша түсіндіріледі. Жұлдыздардың тепе-теңдігі гравитациялық күштермен газдың ішкі қысымының балансымен қамтамасыз етіледі. Егер тепе-теңдік бұзылса және жұлдыз аз мөлшерде сығылатын болса, онда ол бұрынғы тепе-теңдік қалпына келуге ұмтылып, оның заты тербелмелі қозғалысқа келеді. (Жердің ауырлық өрісіндегі маятник сияқты)

Эруптивті айнымалылар, пульсарлар және нейтронды жұлдыздар

Жарықтылығы төмен жұлдыздар қатарында( ергежейлілер) әртүрлі типті айнымалылар кездеседі, олардың жалпы саны пульсациялайтын алыптарға қарағанда 10 еседей аз. Олардың бәрі қайталап отыратын жарық шығарады, олар әртүрлі зат босап шығумен, яғни эрупициялармен түсіндіріледі. Сондықтан бұл топқа кіретін жұлдыздарды жаңа жұлдыздармен қатар эруптивтік айнымалылар деп аталады. Бұл топқа кіретін жұлдыздар: эволюцияның бас кезеңіндегі жұлдыздар, Вольф-Райе (WR), жаңа, аса жаңа жұлдыздар және пульсарлар.

а) Эволюцияның бас кезеңіндегі жұлдыздар.

Бұл топқа гравитациялық сығылуы әлі аяқталмаған жас жұлдыздар, Торпақтағы Т-типтес айнымалыларды жатқызуға болады. Бұл ергежейлілер Орион тұмандығында көптеп кездеседі. Мұндағы жұлдыздардың жарықтылықтарының өзгеруінде ешқандай заңдылық жоқ және жылтырлық қисығы хаостық түрде өзгереді.

б) Вольф-Райе типтес жұлдыздар (WR)

Бұл жұлдыздардың саны көп емес, бірақ біздің Галактикадағы өте жарық объектілер болып табылады. Олардың орташа абсолют жұлдыздық шамасы - 4^m -ке тең, ал жалпы саны 200-ден көп емес. Спектрлері кең сызықты.

в) Жаңа жұлдыздар

“Жаңа” термині жұлдыздар жаңадан пайда болды дегенді білдірмейді, ол - кейбір жұлдыздардың айнымалылық кезеңдерін сипаттайды. Жаңа жұлдыздар деп ең болмағанда бір рет жарықтылығы 7-8 жұлдыздық шамаға дейін кенеттен ұлғайып кеткен жұлдыздарды айтады. Әдетте жарқ ету кезінде көрінетін жұлдыздық шама 10^m -13^m дейін кемиді, ал бұл жарықтылықтың 10-100 мыңдаған есе өсуіне әкеледі. Жарқ етуден кейін жаңа жұлдыздар өте ыстық ергежейлілерге айналады. Жарқ етудің ең үлкен фазасында олар А-Ғ кластарындағы аса алыптарға ұқсас болып келеді. Егер жаңа жұлдыздардың жарқ етуі екі рет бақыланса, мұндай жаңа жұлдыздарды қайталанбалы деп атайды. Бұл жұлдыздардың жарықтылығы кәдімгі жаңа жұлдыздарға қарағанда бірнеше есе аз. Қазіргі кезде 300-ге жуық жаңа жұлдыздар белгілі, олардың 150-ге жуығы біздің Галактикада және 100-ге жуығы Андромеда тұмандығында.

г) Аса жаңа жұлдыздар

Аса жаңа жұлдыздар деп жаңа жұлдыздарға ұқсас және максимумында абсолют жұлдыздық шамасы 18^m - 19^m (кейде 21 ^m –ға дейін) жететін жұлдыздарды айтады. Жарықтылығы 19 ^m -ға дейін, яғни 10⁶ есе өседі. Аса жаңа жұлдыздардың шығаратын энергиясы 10⁴⁸-10⁴⁹ эрг-тен жоғары болып келеді, яғни жаңа жұлдыздарға қарағанда 100-еседей көп. Фотографиялық түрде басқа Галактикаларда 300-дей аса жаңа жұлдыздардың жарқ етуі тіркелген.

д) Пульсарлар

1967ж. Кембриджде (Англия) импульстар түрінде қайталанып отыратын космостық радиосәулелер тіркелді. Жекелеген импульстар ұзақтығы бірнеше миллисекундтардан секундтың бірнеше ондық үлестеріне дейін созылады. Импульстардың кенеттігі және олардың бірдей уақыттар аралығында қайталанып отыруы, бұл объектілердің периодын жоғары дәлдікпен табуға мүмкіндік береді. Аталған объектілер - пульсарлар деп аталады. Мысалы: пульсарлардың кейбіреуінің периоды 1,337301133с болса, кейбіреулерінікі 0,002 - 4с аралығында жатады. Қазіргі кезде 300-дей пульсар белгілі. Көптеген пульсарларға дейінгі қашықтықтар анықталған, олар 100-1000 Пк - ке дейінгі аралықта, яғни бұл біздің Галактикаға жататын “жақын” объектілер.

3.4.15. Рентген сәулелерінің көздері

Жарықтылығы 10²⁹-10³¹ тең жүзге жуық жарық галактикалық рентген сәулелерінің көздері бар. Олардың бәрі жұлдыздық топтардың ерекше класына жатады (оларды кейде рентген жұлдыздары деп те атайды). Бұл - тығыз орналасқан жұлдыздар, олардың бірі релятивистік, ал кейбірі кәдімгі жұлдыз болып табылады.

Рентген жұлдыздарының ерекшелігі олардың сәулеленуінің айнымалылығында. Рентгендік сәулелену көздері тығыз орналасқан объектілер болып табылады. Қазіргі кезде рентген телескоптары арқасында энергиялары 2-20 кЭв аралығындағы рентген сәулелері тіркелген. Бұлардың жартысы басқа Галактикалармен байланысты, ал жартысы біздің жұлдыздық жүйемізге жатады. Кейбір рентгендік сәулелену көздері тұмандықтармен байланысты. Бұл жағдайда жарқырау себебі бірнеше млн. градусқа дейін қызған газдың жылулық сәуле шығаруы болып табылады.

4 ТАРАУ. Әлем құрылымы (галактикалар)

4.1. Жұлдыздар, жұлдыз шоғырлары, галактикалар

Әлемде жұлдыздардан (немесе планеталық жүйелерден) бастап, галактикалардың асашоғырларына дейінгі астрономиялық құрылымдардың күрделі иерархиясы бақыланады. Оның барлық сатыларында (деңгейлерінде) зат өлшемдері арақашықтықтарынан көрі әлде-қайда аз кеңістік аймақтарына жиналуға тенденцияны білдіреді, яғни өте біртексіз үлестірілген болады. (Әлемнің мұндай құрылымдығы атом ядроларынан басталады деп те айтуға болады.)

Мысалы, біздің Күн жүйесі затының негізгі массасы Күнде, көрінетіндей масса (~0,001М_Күн) планеталарда жиналған, ал планета аралық кеңістіктегі заттың массасы Күн массасына қарағанда елемейтіндей аз болады. Қашықтықтарды қарастыратың болсақ, Күн радиусы Күн мен планеталар арасындағы қашықтықтан едәуір аз болып табылады (мысалы, ол Күн мен Жердің арақашықтығынан 200 көп есе аз).

Күнге ең жақын жұлдыз болып табылатын Центаврдың Проксимасы Күннен 4,29 жарық жыл қашықтықта орналасқан, бұл Күн жүйесі өлшемінен шамамен 3000 есе, ал Күн радиусынан ~6×10⁷ есе көп. Ал жұлдыз аралық кеңістіктегі заттың массасы жұлдыздарда жиналған массасының тек бірнеше пайызын құрайды.

Жұлдыздардың өздері де кеңісткте өте біртексіз, түрлі топтарға жиналып орналасады. Мысалы, жартысынан кем емес жұлдыздар қос болып табылады, яғни бір бірінен басқа жұлдыздарға дейінгі қашықтықтан әлдеқайда аз қашықтықта орналасады. Жұпқа кіретін жұлдыздардың арақашықтығы соншалықты аз болады, олар бір біріне елеулі гравитациялық әсер етеді де, ортақ массалар центрі бойымен айналады. Тығыз қос жүйе жұлдыздарының арақашықтығы олардың радиусымен салыстырмалы болады, бұл жағдайда гравитациялық тартылыс әсерінен заттың бір жұлдыздан екінші жұлдызға ағылуы байқалу мүмкін. Бұл жұлдыздар эволюциясына үлкен әсер етеді және түрлі стационар емес процестерге әкеледі. 3, одан да көп еселі жұлдыздар болады. Жұлдыздар бұлардан әлде-қайда ірі, жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізетін түзілістер де құрайды, оларды жұлдыз шоғырлары деп атайды. Жұлдыз шоғырлардың екі түрі бар: шартәрізді және шашыраған.

Шар тәрізді шоғырлар өздеріне бірнеше мыннан жүздеген мынға дейін жұлдызды кіргізеді, олар сфералыққа жуық көлемді толтырады, және жұлдыздар концентрациясы шоғырлану центрінен шеттеріне қарай тез азаяды (шар тәрізді шоғырлардың центрлік аймақтарындағы жұлдыздар концентрациясы ондаған мын жұлдыз 1 пк³ ішіндеге дейін жетеді (салыстыру үшін, Күн маңайындағы концентрация 0,13 жұлдыз 1 пк³ ішінде)). Шар тәрізді шоғырлардың массалары 10⁴-10⁶ М_Күн құрайды, сипатты өлшемдері 20-60 пк аралығында жатады. Галактикада бұл шоғырлар біртексіз орналасқан: олар галактика центріне қарай айтарлықтай қоюланып, оны қоршайтын созылған галоны құрайды, ал олардың галактикалық жазықтыққа қоюлануы аз білінеді (Галактиканың құрылысы туралы толығырақ төменде қараңыз). Галактика центрі бойымен айналудың орбиталары өте созылған болып табылады, қозғалыс жылдамдықтары ~220 км/с құрайды, бір толық айналым 10⁸-10⁹ жыл ішінде жасалады. Шар тәрізді шоғырланулар жұлдыздарының атмосферасындағы ауыр элементтерінің мөлшері 20-30 есе айырылуы мүмкін, бірақ қашанда да Күндегіден көрі әлде-қайда (кейде 100 есе) аз болады. Жұлдыз аралық газ да өте аз болады. Біздің Галактикадағы шар тәрізді шоғырланулар оның ең кәрі мүшелеріне жатады – олардың жасы ~10 млрд жыл. Басқа галактикаларда жастау шар тәрізді шоғырланулар бар.

Шашыраған шоғырлар өздеріне 20 шақтыдан 1000 дейін, кейде 10 000 дейін жұлдызды қамтиды, олардың дұрыс пішіні жоқ болады. Салыстырмалы түрде тығыз ядродан және одан көрі сиретілген тәжден тұрады, жұлдыздар концентрациясы £1 пк^-3 болады, ядро радиусы ~3 пк, тәж радиусы одан 2-10есе көп болады, массалары әдетте ~10⁶ М_Күн құрайды. Шашыраған шоғырлар Галактика жазықтығына айтарлықтай қоюланған болады – олар көбісінің Галактика жазықтығынан қашықтығы 100-300 пк аспайды. Галактика центрі бойымен айналу орбиталарының эксцентриситеті аз болады. Ауыр элементтерінің мөлшері тек 5 есе айырылуы мүмкін және орта есеппен алғанда Күндегідей болады. Жасы бірнеше миллион жылдан 5-10 млрд жылға дейінгі аралықта жатады.

Әлемде жұлдыз шоғырларынан да әлде-қайда ірі, шоғырлануларды қамтитын құрылымдар бар екені сіздерге жақсы белгілі - жұлдыздар галактикалар деп аталатын жүздеген миллиардқа дейін жұлдыздан тұратын алып жүйелерді құрайды.

Айсыз күзгі түнде барлық аспан арқылы өтетін Құс жолының жарық жолағы жақсы көрінеді. Оған телескоп арқылы қарағанда, ол көптеген жұлдыздардан тұратынын көруге болады. Барлық бұл жұлдыздар Галактика деп аталатын алып жұлдыздық жүйені құрайды. Аспанда құралсыз көзбен көрінетін жұлдыздардың бәрі де біздің Галактика құрамына кіреді. Жалпы, біздің Галактикадағы жұлдыздардың саны 100 миллиардтан кем емес. Жеке жұлдыздар мен олардың серіктерінен (планеталардан) басқа, Галактика құрамында қос және еселі жұлдыздар, сондай-ақ тартылыс күштерімен байланыстырылған, кеңістікте біртұтас қозғалатын, бірнеше ондықтан бірнеше миллионға дейін жұлдызды кіргізетін жұлдыздық шоғырланулар бар (олар туралы жоғарыда айтылды). Сонымен қатар, Галактика құрамына газ-тозаңды тұмандықтар, жұлдызаралық газ бен тозаң, магнит өрістері, ғарыштық сәулелену кіреді.

20-шы ғасырдың басында телескоп арқылы көрінетін тұманды дақтардың кейбіреулері біздің Галактика сияқты миллиардтаған жұлдыздан тұратын басқа галактикалар болып табылатыны дәлелденді. Оларға дейінгі қашықтық орасан жоғары болғандықтан, құралсыз көзбен олар ішіндегі тек үшеуі жалтырауы шамалы дақтар ретінде көрінеді. Ал қазіргі заманғы телескоптар көмегімен миллиардтаған галактикаларды бақылауға болады екен.

4.2. Галактикалар түрлерi, олардың қасиеттерi

Галактикалардың пішіндері өте әртүрлі болады, бірақ олардың негізгі сыртқы белгілеріне сүйеніп, оларды бірнеше түрге бөледі. Морфологиялық ерекшеліктері бойынша, галактикалардың 4 түрін айырады.

1) Зерттелген галактикалардың шамамен 25% жұмыр немесе эллипс тәрізді болады, оларды эллипстік деп атайды. Бұл галактикалар құрылымы, жұлдыздық құрамы және ішкі қозғалыстардың сипаты бойынша ең қарапайым болып табылады. Олардың беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай біртіндеп, кенет өзгеріссіз азаяды. Олар құрамындағы ең жарық жұлдыздар – қызыл алыптар, жарқырауы жоғары жұлдыздар (аса алыптар) олар ішінде жоқ болады. Жұлдыздар бұл галактикалар ішіде кез-келген бағыттарда жоғары (≈200 км/с) жылдамдықтармен қозғалады екен. Эллипстік галактикалардың жарқырауы мен массасы кең аралықта өзгереді: ~10³⁸-10⁴⁵ эрг/с және 10⁵-10¹³ М_Күн сәйкесінше.

2) Зерттелген галактикалардың шамамен 50% (оның ішінде біздің Галакттика да) шиыршықты (спиральді) болып табылады. Мұндай галактикалардың ерекшелігі – оларда екі не одан көп сілемді шиыршықты тармақтар түріндегі құрылым бақыланады. Тармақтар ортасында балдж деп аталатын сфератәрізді жуандалуы бар жазық (қалындығы диаметрінен бірнеше есе аз) дискті құрайды (яғни галактикаға жоғарыдан қарағанда, шиыршық тәрізді құрылымды, ал бүйірінен қарағанда дискті көреміз). Балдж ішінде галактиканың ядросы орналасады. Дискті оның радиусына жақын сфератәрізді (дәлірек айтсақ, эллипс тәрізді) гало қоршайды. Шиыршықты тармақтардағы жұлдыздардың саны олар арасындағы және галодағы санынан көп емес болады, тармақтар оларда галактиканың ең жарық ыстық жұлдыздар, жас жұлдыздық шоғырлар және жарқырайтын газдық тұмандықтар топталатындықтан үздік көрінеді. Ал галода көбінесе ескі, жарқырауы аз жұлдыздар орналасқан. Жұлдыз аралық газ бен шаң да галода жоқ дерлік болады (дисктегі жұлдыз аралық газ бен шаңның массасы жұлдыздар массасының бірнеше пайызына жетеді).

Дискі мен галоны өте сиретілген және созылған тәж қоршайды. Оның өлшемі галоның өлшемінен ондаған есе көп болады. Тәждің толық массасы галактика жұлдыздарының қосынды массасынан бірнеше есе көп болады, бірақ тәждің үлкен өлшеміне байланысты, оның тығыздығы диск пен галоның тығыздығымен салыстырғанда аз болады. Тәж өзін тартылыс арқылы білдіреді, бірақ жарықты сәулелендірмейді, онда жұлдыздар да, газ-тозаңды бұлттар да бақыланбайды. Тәждің мұндай «жасырын» массасының табиғаты әлі де толығымен белгісіз. Тәж массасына негізгі үлесін онда орналасқан жарқырауларының төмендігіне байланысты оптикалық әдістермен бақылауға келмейтін массалары аз сансыз көп жұлдыздар қосуы мүмкін. Жасырын массаға негізгі үлесін әлсіз әсерлесетін элементар бөлшектер де (мысалы, нейтрино, егер оның тыныштық массасы нолге тең болмаса) қосуы мүмкін.

Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 10 кпк (2R_диск/3) қашықтықта орналасқан.

Әр шиыршықты галактика өз центрі бойымен айналып тұрады (жалпы айналыста болады). Диск жұлдыздары галактиканың центрін айнала шеңбертәрізді орбиталар бойымен, ал гало жұлдыздары созылған орбиталар бойымен қозғалады. Галактиканың жалпы айналысы дифференциалды сипатта болады – айналудың бұрыштық та, сызықтық та жылдамдығы галактика центріне дейінгі қашықтыққа тәуелді өзгереді (массаның үлестірілуіне байланысты заң бойынша). Жалпы айтқанда, галактикалық диск айналуының бұрыштық жылдамдығы центрге дейінгі қашықтық өскен сайын азаяды, ал сызықтық жылдамдық әуелі өсіп, кейбір қашықтықта максимумге дейін жетеді де, одан соң баяу азая бастайды.

Мысалы, біздің Галактика дискінің Күн орналасқан аймағының (Күн Галактика дискінде, центрден шамамен 2R_диск/3 қашықтықта орналасқан) айналу жылдамдығы максимал болып табылады (220-250 км/с құрайды). Күн мен оның төңірегіндегі жұлдыздар Галактика центрі бойымен толық бір айналымды шамамен 230 жыл ішінде жасайды. Бұл жұлдыздардың дөңгелектік қозғалыстан ауытқулары 20 км/с –н көп емес жылдамдықтармен сипатталады. Галактика центрінен Күнмен бірдей қашықтықта орналасқан (Күн қасында орналасқан), бірақ галоға кіретін жұлдыздардың ортақ реттелген айналуының жылдамдығы диск жұлдыздарынан көрі шамамен бес есе аз болып табылады. олардың үлгілі жылдамдықтары 200-300 км/с құрайды.

Шиыршықты галактикалардың жарқырауы ~10⁴¹-10⁴⁴ эрг/с, ал массалары 10⁸-10¹² М_Күн аралықта өзгереді.

3) Зерттелген галактикалардың шамамен 20% линзатәрізді болып табылады. Олар эллипстік пен шиыршықты галактикалар ортасында аралық орынды алады: олардың пішіні эллипсоид тәрізді болады, ал беттік жарықтылығы центрінен шеттеріне қарай сатылы түрде өзгереді. Мұндай галактикаларда ядроны, «линзаны» және «жиекті» айырады. Линзаның сыртқы бөліктерінде кейде шиыршықты тармақтардың «ұрықтары», маңдайшалар және сыртқы жарық сақина көрінеді.

4) Галактикалардың қалған 5% дұрыс емес галактикалар болып табылады. Мұндай галактикалардың дұрыс (симметриялы) пішіні әдетте жоқ болады. Жалпы айтқанда, бұл топқа жоғарыда айтылған топтың үшеуіне де жатпайтын барлық галактикаларды шартты түрде кіргізеді. Мысалы, пекулярлы (яғни ерекше, әр қайсысының пішіні өзгеше, қайталанбас болатын) галактикаларды да, оның ішінде әсерлесетін галактикаларды, әдетте дұрыс емес галактикаларға жатқызады (кейде оларды жеке топқа бөледі). Дұрыс емес галактикалардың жарқырауы ~10⁴³ эрг/с, ал массалары 10¹⁰ М_Күн болады.

4.3. Галактикалардың белсенді ядролары, квазарлар

Түрлерге бөлудің белгісі ретінде шығарылатын сәулелену алынса, галактикалар қалыптыларға және радиогалактикаларға бөлінеді. Жалпы айтқанда, галактикалардың көбісі тек оптикалық сәулеленуді емес, оған қоса радиосәулеленуді де шығарады. Бірақ қалыпты галактикалардың радиоаралықтағы қуаты оптикалық аралықтағы қуатынан әлде-қайда аз болады, ал радиогалактикалардың радиожарқырауы оптикалық жарқырауымен саластырмалы, не одан едәуір көп болады. Мысалы Аққу шоқжұлдыздағы Аққу А қос радиогалактика оптикалық аралықта әлсіз көз түрінде көрінеді, ал радиоаралықта ол өте қуатты, жарық көз ретінде бақыланады. Мұндай галактикалардың радиосәулеленуі жылулық емес, синхротронды болып табылады. Яғни ол магнит өрістерінде жоғары жылдамдықтармен қозғалып жатқан зарядталған бөлшектермен шығарылады.

Галактикалардың тағы бір түрі – сейферттік галактикалар. Олар центрінде бұрыштық өлшемі өте аз, ал жарықтылығы жоғары жылулық емес айнымалы сәулеленуді шығаратын көз бақыланады (атап айтсақ, көз өлшемі жарық бірнеше күн – бірнеше ай ішінде өтетін қашықтықтай болады, ал сәулелену қуаты 10³⁷ Вт дейін жетеді). Бұл сәулелену спектрінде қалыпты газдардың кең эмиссиялық сызықтар бақыланатындығы галактика ядросындағы газдың өте жоғары жылдамдықпен қозғалыстар болатынын көрсетеді (сызықтар Доплер эффектісіне байланысты кеңейеді).

Радио- және сейферттік галактикалар ядролары белсенді галактикаларға жатады, олар қалыпты галактикалар санынан бірнеше пайызды алады. Олар ядроларының белсенділігі өте қарқынды жылулық емес радиосәулеленудің шығарылуы, қуаты 10⁵⁷ эрг/с жететін жарылыстар болуы, массалары миллиондаған күн массасын құрайтын газ бұлттарының лақтырып шығарылуы, шығарылатын сәулеленудің өзгермелілігі арқылы білдіріледі. Ядролар қалыпты галактикалардың да ең белсенді және құпиялы бөлігі болып табылады. Ядролардың белесенділігін түсіндіретін 3 болжау бар.

1) Ядролар ішінде жас, тез дамитын жұлдыздардың тығыз шоғырлануы орналасады.

2) Ядроларда аса жұлдыз, яғни қалыпты жұлдызға ұқсас, бірақ массасы өте жоғары жұлдыз ораналасады.

3) Ядроларда аса ауыр қара құрдым орналасады. Онда жоғарыда айтылған құбылыстар қара құрдымның жұлдыздарды жұтуымен, заттың оған аккрециясымен себептелген болады. Соңғы уақытта бұл болжауды растайтын көптеген деректер табылды.

1963 жылы квазарлар деп аталған өлшемдері аз, ал шығарылатын энергия төтенше жоғары объекттер ашылды. Олардың өлшемдері біздің Галактикадан шамамен 10⁴-10⁵ есе аз, ал жарқырауы шамамен 10⁴ есе көп. Жарқырауы аса жоғары болғандықтан, квазарлар бақылана алатын ең алыс объектілер болып табылады: оларға дейінгі қашықтық - 1-10 млрд жарық жыл, яғни біз квазарларды жас кездерінде, 10 млрд жыл бұрын болған күйінде көреміз. Мұндай аса қарқынды сәулеленуді тудырып, ұзақ уақыт ішінде ұстап тұру үшін қажетті энергияны қандай құбылыс қамсыздыра алатыны әзірше толығымен белгісіз. Квазарлар эволюциясының аса белсенді кезеңіндегі галактикалардың ядролары болуына көрсететін деректер бар.

4.4. Галактикалар шоғырлары. Әлемнің ірімасштабты құрылымдары

Галактикалар да Әлемдегі ең ірі құрылымдар болып табылмайды екен. Жұлдыздар сияқты, галактикалар да бірнеше мүшеден (галактика топтары) жүздеген және мындаған мүшені (галактика шоғырлары) кіргізетін құрылымдарды түзеді. Мысалы, біздің Галактика Андромеда тұмандығымен және 30 жуық кіші галактикалармен бірге галактикалардың Жергілікті тобын құрайды, оның өлшемі ~0,8 Мпк. Ең жақын көршілес галактикалар топтары Жергілікті топтан 2-5 мпк қашықтықта орналасқан. Біздің Галактикадан 10-20 Мпк көп емес қашықтықта ондаған мұндай топ табылған.

Бізге ең жақын галактикалардың ірі шоғырлануы Бикеш шоқжұлдызында, бізден 20 Мпк жуық қашықтықта орналасқан. Оған 7 алып эллипстік және 10 зеңгір шиыршықты галактика кіреді. Оған кіретін жарқырауы жоғары және орташа галактикалардың жалпы саны 200 жуық, олардың шамамаен үштен бір бөлігі – эллипстік жіне линзатәрізді, қалғандары – шиыршықтылар (бұл осы шоғырланудың ерекшелігі, басқа шоғырларда әдетте эллипстік пен линзатәрізді галактикалар басым болады, ал шиыршықты галактикалар өте аз болады). Бикештегі шоғырлану одан да ірі галактикалар жүйесінің орталық қоюлануы болып табылады екен. Ол галактикалардың Жергілікті тобы мен оның көршілерін де кіргізеді және Жергілікті асашоғырлану деп аталады. Одағы галактикалардың жалпы саны 20000 жуық (ергежейлілерді еске алмағанда), диаметрі 60 Мпк жуық. Галактикалардың ондаған ірі шоғырланулардан құрылған басқа да ондаған асашоғырланулар табылды, бірақ олармен қатар жеке де, деңгейі жоғары ұжымдарға кірмейтін галактикалар шоғырланулары болады.

Асашоғырларда галактикалар біртексіз орналасқан екен: олар іштерінде галактикалар өте аз болатын ұяшықтар шекаралары бойымен жиналғандықтай болады (яғни созылыңқы асашоғырлар бір бірімен қиылысып, ұяшықтар қабырғаларын тізетіндей болады). Сөйтіп, қазіргі заманғы түсініктер бойынша, Әлемге ұялы, кеуекті құрылым тән. Ал ұяшықтардан ірі құрылымдар Әлемде жоқ екен, яғни олармен Әлем құрылымдарының иерархиясы үзіледі. Ұяшықтар өлшемінен көп масштабтарда қарастырылатын Әлем құрылымсыз болып табылады. Сонымен, үлкен емес масштабтарда, мысалы Күн жүйе, немесе галактикалар масштабтарында, өте бірқалыпсыз үлестірілген, бірақ асашоғырлар өлшемдерінен көп масштабтарда зат бірқалыпты улестірілген деп айтуға болады. Сөйтіп, Әлемнің ірімасштабты құрылымында ерекше, бір нәрсемен айырылатын орындар мен бағыттар жоқ болады, яғни ірі масштабтарда Әлем біртекті және изотропты болып табылады. Әлем құрылымының моделі ретінде кеуешек кесекті алуға болады: аз көлемінде ол өте біртексіз, ал тұтастай алғанда, ол біртекті жіне изотропты болып табылады.

ҚОСЫМША

1 Юлиан күндері, юлиан дәуірлері

Есептеулерді оңайлату үшін астрономияда тәуліктерді біздің дәуірге дейінгі 4713 жылының 1 қантарының бүкіләлемдік (UТ, 9 дәрісті қараңыз) уақыттың 12 сағатынан бастап үздіксіз түрде санау қолданылады.

Сөйтіп, біздің дәуірге дейінгі 4713 жылының 1 қантарының бүкіләлемдік уақыттың 12 сағатынан бастап өткен орташа күн тәуліктерінің саны қарастырылып отырған күннің JD (Julian Date) юлиан күні деп аталады.

Кестеде 1950- 2050 жж. аралығы үшін әр жылдың басына (1 қантар, ) сәйкес келетін юлиан күндері келірілген.

Юлиан күндеріне қоса модификацияланған юлиан күндері де (MJD) анықталады:

Уақыттың кез-келген мезетінің юлиан мерзімі юлиан күнін белгілейтін бүтін сан мен талтүстен қарастырылып отырған мезетке дейін өткен тәуліктің бөлігіне тең бөлшек түрінде беріледі.. Ерекше назар бөлейік: юлиан күндері талтүстен, ал модификацияланған юлиан күндері - түнгі сағат 12 –ден бастап саналады.

Жылдың ұзақтығы қабылданғаннан соң, кез-келген уақыт мезеті (дәуір) жыл нөмері мен бөлшек бөлігімен анықтала алады, мысалы 1999,2435.Жыл санау жүйесінде қазір юлиан жылы қолданылады. Оның ұзақтығы қазір 365,25 атомных атомдық тәулікке тең деп алынады. Атомдық тәуліктердің бүтін санына (36525) тең Юлиан жүз жылдығы (ғасыры) астрометрияда уақыттың негізгі бірліктерінің бірі болып саналады, прецессияны еске алу формулаларында жұлдыздық және бүкіләлемдік уақыттарлы байланыстыратын формулаларды қолданылады. Белгілі D юлиан күні үшін юлиан (J) дәуірі мына өрнекпен анықталады:

Юлиан дәуірі

Бұл формуладағы 365,25 саны – юлиан жылының ұзақтығы, ал 2451545,0 – 2000 жылдың 1 қаңтарының бүкіләлемдік уақыт бойынша 12-ге сәйкес сағаттың юлиан мерзімі екенін тағы да қайталап өтейік. Сөйтіп, J2000.0 дәуірі үшін мынаны жаза аламыз:

қаңтар

(Юлиан күндер жүйесі әуелі UT шкала үшін анықталған еді. Бірақ 1998 жылынан бастап ХАО юлиан мерзімдерін Жерлік (TT) уақытқа қатыстыруға ұсынады, юлиан күнінің ұзақтығы 86400 СИ жүйесінің секундына тең).

(J2000.0 жазбадағы J белгісі юлиан дәуір деген мағынаны білдіреді).

ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР

Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии - М.,УРСС, 2001. – 544с.

Жаров В.Е. Сферическая астрономия – М., 2002.

Ковалевский Ж. Современная астрометрия – М. Век-2, 2004. – 480 с.

Машонкин Л.И., Сулейманов В.Ф. Задачи и упражнения по общей астрономии – Казань, КГУ, 2002.

Kovalevsky J. Modern Astrometry - Berlin: Springer, 1995.

ESA. The HIPPARCOS and TYCHO catalogues-VI. Introduction and Guide to data, 1997.

Иванов В.В., Кривов А.В., Денисенков П.А. Парадоксальная Вселенная. 175 задач по астрономии - С-Пб., СПбГУ, 1997.

Монтенбрук О., Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере - С-Пб., Питер, 2002. – 320с.

Ранцини Ж. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / – М., Эксмо, 2005.-216с

Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. М., 1964.-560с.

http://www.sai.msu.ru

www.astronet.ru

http://astra.prao.psu.ru

http://www.sciteclibrary.ru/rus/catalog.html

1. http://www.poptech.ru

2. http://relay.sao.ru/hp/sun/edu/radiosun.html

http://comet.sai.msu.ru/~gmr/course/ivdex.htm

3. - Рудницкий Г.М. Конспект лекций по курсу «Радиоастрономия». Учебное пособие для студентов. Нижний Архыз. CYGvUS. 2001.

4. Стратонович Р.Л. Теория информации. М.: «Сов. радио», 1975. – 424 с.

5. Schuster H.G. Deterministic chaos. Physic-Verlag, 1984.

6. Zhanabaev Z.Zh. Rep. Nat. Acad. of Science RK. 1996. №5. – Р.14.

7. Жанабаев З.Ж. Квазиканоническое распределение Гиббса и масштабная инвариантность хаотических систем. Мат.5-й Межд.конф. «Хаос и струк. В Нелин.сист.», 15-17 июня 2006.Астана. –Ч.1. –С.15-23.

8. Федер Ф. Фракталы. – М.: Мир, 1991. – 254 с.

9. Жанабаев З.Ж. Обобщенная метрическая характеристика динамического хаоса. Матер. 8-й межд. шк. «Хаотические автоколебания…».- Саратов, 2007.-с.67-68.

10. http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/ftpsolarradio.html (National Geophysical Data Center)

11. http://www.ips.gov.au/world_Data_Centre/

12. Цимахович Н.П. Большие радиовсплески Солнца. Рига: Зинатне, 1968.

13. Жанабаев З.Ж., Наурзбаева А.Ж., Алимгазинова Н.Ш. Информационно-энтропийные характеристики всплесков микроволнового излучения Солнца. Вестник КазНУ, серия физ., №2 (20), 2005.- с.155-160.

1 )Плазма бөлшектері деп жеке электрондар мен иондарды емес, олардың жеткілікті көп санынан тұратын плазма элементін айтамыз.