Syllabus пәннің атауы

Тақырып: Космогония пәні. Кант пен Лапластың болжамдары

Мақсаты: космогония ұғымын беру, Кант пен Лапластың болжамдарын таныстыру, талдау.

Дәрістің мазмұны:

1. 
   Космогония пәні.
   
2. 
   Күн жүйесінің космогониясы.
   
3. 
   Кант пен Лапластың болжамдары.
   

Егер бұлтсыз түнде аспанға қарасақ, біз үлкен шенбердің доғасы бойынша өтетің кең ақ жолақты көреміз. Бұл жолақты телескоппен қарасақ, ол өте көп жұлдыздардың жиынтығы бөп шығады. Барлық бұл жұлдыздар, саны 100 миллиардтан асатың, алпауыт жұлдыз жүйені – біздің Галактиканы түзеді. Көзбен көрінетін жарық жұлдыздар – ол Галактиканың бізге ең жақын нысандары.
Көп жұлдыздар жұлдыз жинақтары деп аталатын топтарды түзеді, мысалы, бізге жақын Плеяда, Гиада.
Жұлдыздар және жұлдыз топтармен бірге Галактикада тозан бөлшектері қосылған сирек газдың көп мөлшері бар. Кейбір облыстарда оның тығыздығы шұғыл өседіде, ол диффузиялық газ – тозанды туманносттерді түзеді.
Онымен бірге Галактикада жарық жылдамдығына жақын жылдамдықпен қозғалатын жоғарғы энергиялы элементар бөлшектердің үлкен саны бар. Бұл бөлшектердің жиынтығын ғарыштық сәулелер деп атайды.
Хаббл заңы. Біртекті изотропты Әлемнің үлгілері
1915 ж. А. Эйнштейн жалпы салыстырмалылық теорияны құрды. Бұл теория үлкен массаларынының болған жерде кеңістік – уақыттың қасиеттері өзгері керек деген қорытындыға әкелді. Бізге белгілі евилид кеңістіктің қасиеттері (мысалы, үшбұрыштық бұрыштарының қосындысы, параллель сызықтарының қасиеттері) үлкен массаларының қасында өзгеру керек. Бұл өзгерісті кеңістіктің «қисаюы» деп атайды. Бірақ жеке жұлдыздар туғызатын кеңістіктің қисаюы өте аз.
Ал барлық галактикалардың және асқыңгалактикалардың жиынтығын алсақ, олардың массаларының қосындысы біртұтас кеңістіктің анықталған қисықтығын туғызу мүмкін. Бұл кеңістіктің қасиеттерін өзгерту керек, яғни Әлемнің эволюциясына әсері болады.
Массаларының кезкелген таралуындағы салыстырмалық теориясы негізіндегі кеңістік пен уақыттың қасиеттерін анықтау есебі өте қиын. Сондықтан Әлемнің үлгілері деп аталатын кейбір жуық сұлбалар қарастырылады.
Ең қарапайым үлгілерді Әлемдегі зат үлкен масштабтарды біртекті таралады (кеңістіктің біртектілігі) және кеңістіктің барлық бағыттыр бойынша қасиеттері бірдей (кеңістіктің изотроптығы) деп есептеледі. Мұндай кеңістіктің кейбір қисықтығы болу керек, ал оған сәйкес үлгілерді Әлемнің біртекті изотропты үлгілері деп атайды.
Бұл жағдай үшін Эйнштейн теңдеулерінің шешімдері, егер ретсіз қозғалыстарын есептемесек, галактикалардың арасындағы қашықтық өзгеретіндігін көрсетеді: Әлем қысалу немесе кеңею керек. 1929 ж. неміс астрономы Хаббл галактикалардың арасындағы қашықтық өсіп келетіндігін тапты, яғни қазіргі заманда Әлем кеңейіп келеді. Әлемдегі галактикалардың өзара алшақтау жылдамдығы олардың арасындағы қашықтық өскенде олда өседі. Салыстырмалы кішкентай қашықтар үшін бұл байланыс сызықты (Хаббл заң)

мұндағы _{ } екі галактикалардың өзара алшықтау жылдамдығы, _{ } галактикалардың арасындағы қашықтық, _{ } Хаббл тұрақтысы.
Әлемнің біртекті изотропты үлгісі бойынша кез келген екі Галактикалар арасындағы қашықтық уақыт функциясы екендігі шығады. Бұл функцияның түрі кеңістіктің қисықтығына тәуелді. Егер қисықтық теріс болса, Әлем тоқтамай кеңею керек. егер қисықтық нульге тең болса, кеңеюдің жылдамдығы да нульге ұмтылады. Егер қисықтық оң болса, кейбір кезенде Әлем қысалы бастау керек. Бұл жағдайда кеңістік шектелген болу керек, яғни уақыттың кез келген моментінде оның көлемі шектелген болу керек. Бірақ бір жағдайда да оның «шекарасы» болмайды.
Ал кеңістіктің қисықтығы біртекті изотропты модельде Әлемдегі материяның орташа тығыздығына тәуелді. Егер тығыздық кейбір кризистік мәннін кіші болса, қисықтық теріс және бірнеше жағдай болады.
Екінші жағдай (қисықтық нульге тең) тығыздықтың кризистік мәнінде болады. Егер тығыздық кризистік мәнне үлкен болса, қисықтық оң (үшінші жағдай). Кеңею процесінде қисықтықтың абсолюттік мәні өзгеру мүмкін, бірақ оның таңбасы өзгермейді.
Тығыздықтың кризистік мәні Хаббл тұрақтысы Н және гравитациялық тұрақтысы G арқылы былай табылады



_{ } 100 км/с · Мпс болғанда, _{ } г/_{ }
Бірақ бұл мән дәл емес, себебі соңғы жылдары Әлемнің массасына бірнеше есе үлкен көрінбейтін қаранғы материяның массасы қосылатындығы ашылды және Хаббл тұрақтысының уақытқа тәуелді өсетіндігі табылды.
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. Мұндай галактикалардың центрінен газдың ағымы салыстырмалы түрде аз яғни секундіне ондаған километр жылдамдықпен ғана өтіп жатады.
Спиральды Сейферт галактикаларының орталық аймағынан қозғалған газбен жеке бұлттардың жылдамдықтары секундіне жүздеген тіпті мыңдаған километр болады /8500 км/с ке дейін/. Мұндай газдардың галактиканы тастап кетуіне жылдамдықтары жеткілікті болады. Мұндай галактикалардың диаметрі 10кпк шамасында болады да, олардың ең күшті сәуле бөлетін аймағы бұдан 2-3 еседей аз болады. Сейферт галактикасы спектрдің инфрақызыл облысының энергиясын көп шығарады.
Эллипстік галактикалардың арасынан өзінің активтілігі жөнінен М87 объектісін атауға болады /бұл Қызбикеш жұлдыздар тобының Е0 типті галактикасындай/. Бұл галактиканың ядросының төңірегінде лақтырып тасталған бірнеше шоғырды байқауымызға болады. Осы лақтырып тастаған шоғырдың массасы 10⁷ Күн массасындай, ал ондағы газ бөлшектерінің жылдамдығы 3000 км/с, лақтыру энергиясы 10⁵⁵ Дж болады.
М87 галактикамыз радиосәуле шағаратын ең бір күшті электромагниттік толқынның көзі болатын объект.
Активті галактикалардың қатарына Маркарянның галактикаларында жатқызуға болады. /Олардың 600 белгілі/. Мұндай галактикалар ультракүлгін спектрлік сәулелерді күштірек шығарады. Олардың түстері аномальды көгілдір болып келеді. Оның негізгі себебі оларда күшті жұлдыз жасалу процесі жүріп жатқанда деп болжам айтылады. Галактикалардың ядроларының активтілік проблемасы толық шешілмеген әлемге жатады.
Сұрақтары: 1. Галактикадан тыс астрономияның негіздері. 2. Хаббл жасаған галактикалар классификациясы. 3.Галактикаларға дейінгі арақашықтықтарды анықтау. 4.Галактикалардың физикалық қасиеттері: өлшемдері, массасы, жарықтылығы, айналуы. 5.Галактикалардың ядролары.
Ші лекция. Галактикалардың спектрі. Қызыл ығысу. Хаббл заңы. Өзара әсерлесуші галактикалар. Квазарлар. Галактикалардың топталуы. Метагалактика. Галактикалардың және галактикалар жүйелерінің жасырын массасы.
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, z – салыстырмалы ығысу. 1927 жылы оқымысты Хаббл галактиканың сәулелік жылдамдығы оның қашықтығына пропорционал артатындығын көрсетті. Сонда:

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 z – параметріміз   км/с жылдамдыққа сәйкес келеді екен. Ең алыс галактикалардың   , оларға арнайы салыстырмалық теорияның негізінде z – параметрін анықтайды:

Бұл өрнектен   ұмтылған кезде қызыл ығысудың шексіз үлкен шама болатындығын көреміз. Мысалы,   тең болса, онда   болады еді.
Галактикалардың барлығы да өздерінен радиотолқындарды шығарып жатады. Бірақ, олардың басым көпшілігінің радиосәуле шығару қуаты өте аз болып келеді. Дегенмен кейбір галактикалардың шығаратын радиотолқындарының қуаты олардың оптикалық сәуле шығару қуатымен салыстыруға болатындай дәрежеде болып кезедеседі. Мұндай галактикаларды радиогалактикалар деп атаймыз. Радиогалактикалардың радиотолқын шығару қуаты кәдімгі галактикалармен салыстырғанда мың тіпті он мың еседей көп болады.
Соңғы жылдары 10000 аса жеке радиотолқындардың көздері анықталып отыр /ақырғы 40 жыл аралығында/. Олар үшін жасалған каталогтың ішінен белгілі болған Үшінші Кембридж каталогін атап өтуге болады/ қысқаша белігісі 3С/.
Өте күшті радиогалактикалардың ішінен Аққу А галактиканы атап өтуге болады. Оған дейінгі қашықтық 330 Мпс болып, радиотолқын шығару оптикалықпен салыстырғанда 6 есе көп болатының көреміз. Бізден өте алыс орналасқан 30295 радиогалактика үшін қызыл ығысудың шамасы   болады да, оның қашықтығы 2500 Мпс ал, сәуле шығару қуаты 10³⁹ Дж/с болып бағаланады.
Ең үлкен қуатты радиотолқындар шығаратын көздерді квазарлар /квазижұлдыздық радиокөздер/ деп атаймыз. Мұндай объектілерді зерттеу 1960 жылдан бастап жүргізіліп келеді.
Квазарлардың галактикалардың активті ядролары сияқты спектрдің инфрақызыл және ұзын аймақтарының толқындарын артығымен шығаратындай қасиеттері болады. Квазарлардың спектрінде диффузиялық тұмандықтардағы сияқты эмиссиялық шығару сызықтары, ал кей кездерде тіпті резонанстық жұту сызықтары болатындығы анықталып отыр. Мұндай объектілердің спектрлерінің ерекшеліктері біріншіден бір-бірінен мүлдем өзгеше болып өзара ұқсастықтың болмауы, екіншіден шығару сызықтарының ешбір жер бетіндегі химиялық элементтердің бірде біреуіне сәйкес келмегендігі таң қаларлық құбылыс болды. Кейіннен бұл мәселелер спектр сызықтарының қызыл аймаққа қарай ығысу нәтижесінен болатындығы анықталды. Мысалы, 3С273 объектісінің қызыл ығысуы   , ал 3048 объектісінікі –   екендігі анықталды. Осы ығысудың шамасы арқылы объетілерге дейінгі қашықтықпен жарықтылықты анықтауымызға болады.
Қазіргі кезде бірнеше жүздеген квазарлар белгілі болып отыр, олардың ішінен ең алыс қашықтықта орналасқан 0 Q172 квазары үшін   , ал жарқырауы 10⁴⁰ ÷ 10⁴¹ Вт. тең, бұл аса ірі галактиканың куатынан 100 ÷ 1000 есе артық екенің көреміз. Квазарлардың спектрлерін талдаудың негізінде, олардың атмосферасының химиялық құрамы кәдімгі жұлдыздар атмосферасынікі сияқты болатындығы анықталды.
1965 жылы жұлдыздық галактикалар анықталды, оларды квазаги деп атайды. Бұл объектілер квазарларға ұқсас болғанымен радиотолқындар шығару қасиеті елерліктей болады. Квазарлармен квазагилер галактикалардың мәңгілік емес өмір сүру кезеңдері болы керек деген болжам айтылады. Хаббл телескоптың көмегімен квазарлар галактикалардың өте активті ядролары екені айқындалады.

жүктеу/скачать 3,33 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: