Құс жолы

 Басқа мағыналар үшін Галактика (мағына) деген бетті қараңыз.

Құс жолы
Құс жолы (компьютерлік модель)
Түрі	галактика
Бақылау мәліметтері (Дәуірі: J2000.0)
Тура шарықтауы	{{{1}}}h {{{2}}}m {{{3}}}s
Еңісуі	{{{4}}}° {{{5}}}′ {{{6}}}″
Сипаттамалары
Типі	SBbc (спиральді галактика)
Салмағы	3,0x1012 M☉

Құс жолы (ағылш. milky way, мағынасы "cүт жолы") — құрамына Күн жүйесі және көптеген жұлдыздар енетін алып аумақты спиральді галактика. Ол шамамен екі жүз миллиард жұлдыздан, сондай-ақ жұлдыз шоғыры мен тобынан, газ бен тозаң тұмандықтарынан және жұлдызаралық кеңістікке таралған жеке атомдар мен түйіршіктерден құралған. Бұлардың үлкен бөлігінің пішіні линза тәріздес, оның көлденеңі шамамен 30 кпк, ал қалыңдығы 4 кпк. Кіші бөлігінің пішіні сфера тәріздес, оның радиусы шамамен 15000 пк. Құсжолы галактикасының барлық құраушылары кіші симметрия осінен айналатын, бірыңғай динамикалық жүйе болып байланысқан.

Этимологиясы

Жердегі бақылаушыға аспандағы мыңдаған жеке жұлдыздар Құсжолы тәрізді көрінеді. Осыған байланысты біздің галактика Құсжолы жүйесі деп те аталады. Құрамына Күн енетін галактиканы басқа галактикалардан ажырату үшін, оны кейде «біздің галактика» деп те атайды. Кейде Галактика (бас әріппен) деп те жазылады.

Құс жолы — кең, ақшыл жолақ болып тұтасқан орасан көп жұлдыз шоғыры. Алайда аспан сферасына қатарласа проекцияланатын жұлдыздар кеңістікте бір-бірінен алшақ орналасқан. Сондықтан әр түрлі бағытта секундына ондаған, жүздеген километр жылдамдықпен қозғалатындығына қарамастан, олар бір-бірімен ешқашан соқтығыспайды. Жұлдыздардың кеңістікте таралу тығыздығы Галактика полюстерінің бағытында тым аз болады. Жұлдызаралық зат та кеңістікке бір қалыпты таралмаған, олардың басым көпшілігі жеке бұлттар мен тұмандықтар түрінде галактикалық жазықтықтың маңына шоғырланған.

Ашылу тарихы

Құс жолының жұлдыздық табиғатын тұңғыш рет 1610 жылы Галилео Галилей байқаған. Бірақ Галактика құрылысын жүйелі түрде зерттеуді XVIII ғасырдың аяғында Уильям Гершель бастады. Ол өзінің жүргізген зерттеулері негізінде бақыланған жұлдыздар пішіні сопақ, алып жүйе құрайды деген болжам айтты. Василий Струве 1847 жылы көлем бірлігіндегі жұлдыздар саны галактикалық жазықтыққа жақындаған сайын көбейетіндігін, ал Күннің галактика ортасында орналаспағандығын анықтаған. Ол 1859 жылы бүкіл Галактика жүйесінің осьтен айналу ықтималдығын көрсеткен. Галактиканың мөлшері жөнінде XX ғасырдың 1-ширегіндегі неміс астрономы Хуго Зелигер мен голланд астрономы Якобус Каптейн дәлелді пікір айтты. XX ғасырдың 20-жылдарында америкалық астроном Харлоу Шепли Галактика орталығының бағыты Мерген шоқжұлдызында екендігін анықтап, күннің галактика орталығында орналаспағандығын дәлелдеген. Швед астрономы Бертиль Линдблад жұлдыздар жылдамдығының әр түрлі болатындығына сүйене отырып, Галактиканың динамикасы мен құрылысын зерттеген, Галактика құрылысының күрделі екендігін ашқан. 1927 жылы голланд астрономы Ян Оорт жұлдыздардың сәулелік жылдамдығы мен меншікті қозғалысын зерттеу кезінде Галактиканың меншікті кіші осінен айналатындығын дәлелдеді. Галактиканың ортасына жақын бөліктері сыртында жатқан бөліктеріне қарағанда жылдамырақ айналады. Галактиканың орталығынан күнге дейінгі қашықтық 10 кпк. Күн 250 км/с жылдамдықпен галактика орталығын екі жүз елу миллион жылда (айналу периоды) толық бір рет айналып шығады. Галактикалар – біздің Галактикадан тыс орналасқан алып жұлдыздық жүйелер. Олар аспанда Құс жолынан тыс жарық тұман түрінде көрінеді. Сондықтан оларды галактикадан тыс тұмандықтар деп те атайды. Америка астрономы Эдвин Хаббл XX ғасырдың 20-жылдарында бізге ең жақын Галактика өте әлсіз көптеген жұлдыздардан тұратындығын, оның ішінде цефейлер типтес айнымалы жұлдыздардың болатындығын байқаған. XX ғасырдың 30-жылдары эллипстік ергежейлі Галактика, ал 60-жылдары көптеген сақина, дискі тәріздес Галактика және алыс орналасқан жинақы Галактика ашылды. Қуатты радиосәуле шығаратын топтасқан галактика N-галактикалар қатарына жатады. Осындай радиосәуленің жұлдыз тәріздес көзі квазарлар деп, ал қуатты радиосәуле шығаратын бұрыштық өлшемі бар Галактика радиогалактикалар деп аталады. Темірқазық маңындағы M 82 бұрыс галактиканы зерттеу нәтижесінде америкалық астрономдар мынадай қорытындыға келді: оның орталығында осыдан бір жарым миллион жыл бұрын жарылыс болған, соның салдарынан ыстық сутек ағыны 1000 км/с жылдамдықпен ұшып шыққан. Бұл жарылыс электрондар ағынын тудырған. Радиосәуленің жылулық табиғатының шығуына осы себеп болған. Астрофизик Виктор Амбарцумянның пікірі бойынша, мұндай жарылыстар қазір де жүріп жатыр. Бұрынғы КСРО-да жасалған Галактика каталогында он бесінші жұлдыздық шамадан жарығырақ отыз мыңдай Галактика бар. Олар барлық аспанның төрттен үш бөлігін қамтиды. Бес метрлік телескоппен жиырма бірінші жұлдыздық шамаға дейінгі бірнеше миллиард Галактикаларды көруге болады.

Объект M31, галактика Андромеда. Мессье суреті

XIX ғасырда француз ғалымы Мессье барлық тұмандықтардың жүйелі тізімін жасады. Оған жүзден астам тұмандықтар енді. Тек XX ғасырда ғана бұл түмандықтардың табиғаттары анықталды. Олардың тозаң мен газ араласқан түмандықтардан, шар тәрізді және шашыраған газ шоғырларынан, галактикалардан түратыны белгілі болды. Жүлдыздар арасындағы кеңістік бос тәрізді болып көрінеді. Шынында, барлық жүлдыздар арасындағы кеңістіктер заттарға толы. XX ғасырдың басында жүлдыздар жарығының жұтылу немесе әлсіреу қасиеті ашылды. Жарықты жұтатын заттың Құс жолында шоғырланғаны және шүйке тәрізді құрылысы бар екені анықталды. Бұл зат физикалық құрамы жақсы зерттелген тозаңдардан тұрады. Жұлдыздар арасында тозаңнан басқа өте үлкен мөлшерде газ бар (тозаңнан жүз есе көп). Олар бейтарап сутегінің 21 см толқын ұзындығында сәулелер шығарады. Егер бейтарап сутегі бұлтына жақын жерден көк ыстық жұлдыз тұтанса, жұлдызаралық газдар мен тозаңдардың сәулеленуі байқалады. Жұлдыздың шығарған ультракүлгін кванттарын бұлттың атомдары жұтады да, осы атомдар жарық кванты түрінде кайта сәуле шығарады.

Орионның үлкен тұмандығы — ең жарық газды тұмандық. Дүрбі арқылы (қырағы көзге құралсыз көзбен де көрінеді) бір сызық бойына орналасқан үш жұлдыздан сәл төменде орналасқан Орионның белдігі көрінеді. Бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтық 1000 жарық жылы шамасында.

Ыстық жұлдызды қоршаған иондалған газдар аймағын жұлдыздардың ультракүлгін сәулелерін өте интенсивті сәуле ретінде қайта шығаратын машина ретінде елестетуге болады. Оның спектрінде әр түрлі химиялық элементтердің сызықтары бар. Газды тұмандьщтардың түсі де газдың температурасына, тығыздығына және химиялық құрамына байланысты әр түрлі: жасылдау, кызғылт және басқа да түспен реңдес келеді. Газ тұмандықтарының пішіні әр түрлі. Кейбіреулерінің пішіні ортасында жұлдызшасы бар сақина торізді — бұл планеталық тұмандықтар.

Секстет Сейферта Галактика топтары мысал ретiнде

Баска тұмандықтар газдардың жеке жарық шығаратын талшықтарынан тұрады. Көптеген тұмандықтардың пішіні бұрыс, олар кәдімгі сия тамшысының дақтарына ұксайды. Жарық сүзгілері арқылы қарағанда кейбіреулері жеке талшықтардан тұратын болып шықты.

Белгілі Шаян тұмандығы осындай. Бұл ең жақсы зерттелген жарылған жұлдыздың (аса жаңа) бөліктері. Біздің Күн бір-бірінен қашықтығы, уақыт, газ бен шаң-тозаң бұлттары, әр түрлі сәуле шығару түрлерімен бөлектенген 150 млрд жұлдыздың біреуі ғана. Бірақ олардың бәрі бірге ортақ центрден, яғни "Құс жолы" деп аталатын галактиканың ядросынан айналады.

Галактикалар — жұлдыздар, газ, шаң-тозаңның бәрі бірге гравитация щпиімен ұсталып тұратын ең ірі жұлдыздар жүйесі. Күн жүйесінің жұтатын материямен толтырылған галактика жазықтығында жатуынан Құс жолы құрылымының көптеген бөліктері жердегі бақылаушыға көрінбейді. Әйтсе де оны біздің галактикаға ұқсас галактикалар аркылы зерттеуге болады. XX ғасырдың 40-жылдары Андромеда тұмандықтары деген атпен белгілі M31 галактикасын бақылап, неміс астрономы Вальтер Бааде осы алып ғаламның жазық линза тәрізді дөңгелегі әлде қайда сирек сфера түріндегі жұлдыздар бұлтынан тұратынын байқады, оны гало деп атады.

Бұл тұмандық біздің галактикаға өте ұқсас болғандықтан, В. Бааденің ұйғарымынша, Құс жолының да құрылымы болуы тиіс. Галактикалық дөңгелектердің жұлдыздары қоныстанудың I түрі, ал гало жұлдыздары қоныстанудың II түрі деп аталады. Қазіргі зерттеу жұмыстары жұлдыздык қоныстанудың екі түрі кеңістікте орналасу жағдайларымен ғана емес, қозғалу сипатымен, сонымен қатар химиялық құрамдарымен де өзгешеленетінін көрсетіп отыр. Бұл ерекшеліктер, біріншіден, дөңгелектер сфералық құраушыларының қалай пайда болу себептеріне байланысты. Галактикалық дөңгелектің диаметрі 100 мың жарық жылынан астам, ал оның қалыңдығы 1000 жарық жылы шамасындай болады. Галактиканың орталығынен галоның ең тығыз орталык бөлігіне дейінгі бірнеше мың жарық жылына тең аралық "балдж" ("қалыңданған") деп аталады.

Біздің галактиканың шегі галоның өлшемімен анықталады. Галоның радиусы дөңгелектің өлшемінен едәуір үлкен және кейбір мәліметтер бойынша бірнеше жүз мың жарық жылына жетеді екен.

Құс жолы галосының симметрия орталығы галактикалық дөңгелектің орталығымен сәйкес келеді. Біздің галактикада Күн тәрізді дара жұлдыздар сирек кездеседі (30%-дан көп емес). Негізінен, жұлдыздар қос жұлдыздар немесе бірнешеу болып келеді. Галактикада күрделі жұлдыздар жүйесі табылды, атап айтсақ, шашыранды (ондаған жұлдыздардан тұратын) және map тәрізді (жүз мыңдаған жұлдыздардан тұрады) жұлдыздар шоғырлары. Шар тәрізді жұлдыздар шоғыры галактиканың орталығыне жинақталған. Шашыранды жұлдыздардың шоғыры шар тәрізді жұлдыздар шоғырынан әлдеқайда көп, олар галактика (спиральді галактика жайлы сөз болып отыр) спиралінің тармағында, галактиканың дөңгелегінде басымырақ орналасқан.

Дөңгелек жұлдыздардың қоныстануы Гало жұлдыздарының қоныстануынан ерекшеленеді. Дөңгелек жазықтығының маңайына бірнеше миллиард жыл бұрын пайда болған жас жұлдыздар және жұлдыздар шоғыры жинақталған. Олар жазық кұраушыларды кұрайды. Олардың арасында ыстық және жарық жұлдыздар өте көп. Ертерек пайда болған жұлдыздар дентрде немесе центрге жакын орналасып, біздің галактиканың сфералық құраушысын құрайды. Сфералык кұраушының жұлдыздары галактиканың орталығыне шоғырланады. Галоның жұлдыздары мен жұлдыздык шоғырлары галактика орталығын айнала өте созылыңқы орбитамен қозғалады. Жеке жұлдыздардың қозғалыстары ретсіз болғандықтан тұтас алғанда гало өте жай айналады.

Галактиканың сфералық кұраушысындағы "қоныстанудың" жасы 12 млрд жылдан асады. Оны, әдетте, галактиканың өзінің жасы деп есептейді. Ауыр химиялық элементтер үлестерінің аз болуы гало жұлдыздарының сипаттамаларының ерекшелігі болып табылады. Шар тәрізді жұлдыздар шоғырындағы жүлдыздардың құрамында металдар Күнге қарағанда жүз есе аз. Жұлдыздар шоғырының көмегімен галактикадағы Күн жүйесінің орны табылды.

Галомен салыстырғанда дөңгелек елеулі түрде тезірек айналады. Оның айналу жылдамдығы центрден әр түрлі қашықтықтарда түрліше болады. Ол жылдамдығы центрде нөлден басталып, одан 2 мың жарық жылындай қашықтықта 200—240 км/с-қа дейін артады, содан кейін біраз кемиді де қайтадан шамамен аталған мәнге дейін өседі, әрі қарай процесс тұрақты қалады. Дөңгелектің өз осінен айналу ерекшеліктерін зерттеу оның массасын анықтауға көмектеседі. Есептеулер бойынша оның массасы Күн массасынан 150 млрд есе артық.

Біздің галактикаға жоғарыдан, яғни полюстен қарасақ, онда біз мыңдаған жұлдыздардан тұратын спиральді көреміз. Оның иірімі галактиканың орталығы, материяның сәуле жұтатын қалың қабатымен қоршалған ядроға бағытталған. Оны инфрақызыл, радиосәуле қабылдағыш арқылы зерттейді.

Галактикадағы жас пен металдың арақатынасы.

Галактиканың ядросында салмақты қара құрдым болар деген болжам бар (массасы миллион Күннің массасындай). Ғаламның орталык аймақтарына жұлдыздардың күшті шоғырлануы тән. Орталыққа жақын орбір парсек куб көлемдегі жұлдыздар саны бірнеше мыңға жетеді. Жұлдыздардың арақашықтықтары Күннің маңайындағы қашықтықтарға қарағанда ондаған және жүздеген есе аз. Егер біз галактика ядросына жақын орналаскан жұлдыз маңындағы планетада өмір сүрсек, онда аспанда жарықтығы Айдың жарықтығындай ондаған жұлдыздар мен біздің қазіргі аспанымыздағы ең жарық жұлдыздан да жарық жұлдыздар саны бірнеше мың болар еді. Галактика ядросы Мерген шоқжұлдызы бағытында орналасқан.

Галактиканың дөңгелегіндегі газ негізінен оның жазықтығына жақын жинакталған. Ол біркелкі орналаспаған. Олардың ішінде кұрылымы біртекті емес ұзындығы бірнеше мың жарық жылы болатын алып бұлттардан басқа шамалары бір парсектен аспайтын шағын бұлттар бар. Біздің галактиканың химиялық элементі сутегі мен гелий болып табылады. Осы екі элементпен салыстырғанда қалған элементтер өте аз мөлшерде кездеседі. Жалпы алғанда дөңгелектегі жұлдыз бен газдың химиялық құрамы Күндегі сияқты.

Күн өзіне жақын барлық жұлдыздармен бірге 200—220 км/с жылдамдықпен галактика орталығын айнала қозғала отырып, 200 млн жылда бір айналым жасайды. Демек, Жер өзінің барлық өмір сүрген уақыты ітттінде галактика орталығын 30 рет айналып шыққан.

Басқа галактикаларды ашу

Шамамен жүз жыл бұрын біздің галактика әлемдегі жалғыз дене деп есептелді және барлық көрінетін тұмандықтар біздің галактикаға жатады деп саналады. Бұл оларға дейінгі қашықтықтарды анықтаудың қиындықтарына байланысты болды. Қазір ғарыштағы 20 галактиканың жергілікті шоғырын және басқа 10 млрд-қа жуық галактиканы білеміз. Олар топтасып орналасқан және ең сезімтал құралдардың көмегімен анықтайтын қашыктықта жан-жаққа таралып, бір-бірінен алшақтап барады.

Оңтүстік жарты шардың түнгі аспанынан бізге ең жақын "Магеллан бұлттарын" бақылай аламыз. Зер салып қарағанда бұлт "толқып" тұрған тәрізді. Астрономдар оның толкуын біздің галактикаға жакын орналасуымен түсіндіреді. Бір кездері "Магеллан бұлттары" біздің галактикамен соқтығысқан секілді. "Магеллан бұлттары" Құс жолынан көп кіші. Олар біздің Галактиканың серігі. Миллиардтаған жылдардан кейін олардың тағы да бір-біріне жақындауы мүмкін.

"Магеллан бұлтынан" сәл әріректе "Андромеда" галактикасы бар. XX ғасырдың басында оған дейінгі қашықтық анықталып, ол 2 млн жарық жылына тең болды. Біздің Галактика, "Магеллан бұлттары", "Андромеда" жәнө "Үшбұрыш" галактикалары мен бірнеше ергежейлі эллипстік галактикалар Жергілікті галактикалар тобын құрайды.

Галактикалар пішінімен, салмағымен және өлшемдерімен ерекшеленеді. Галактикалардың эволюциясы жайында жұлдыздардың эволюциясына қарағанда олде кайда аз білеміз. Галактика ядролары, олардың галактиканың эволюциясына және құрылымына әсері жөнінде мәліметтер өте аз. Кейбір ғаламдардың газ бен зат бөліп жарылатыны, ал кейбірінің бірімен-бірі өзара әсерлесетінін білгеннен кейін шешілетін проблемалар қатары көбейе түсті.

Антенна Галактикасы

Біздің галактика тәрізді миллиондаған галактикалар бар.

Мұндай галактикалардың тармақтарында жаңа жұлдыздардың пайда болуына негіз болатын газдар мен тозаңдар бар. Бірақ спиральдар барлық уақытта да центрге өте жақын келмейді. Кейде спираль центрден қашық жатқандай, Галактиканың ядросы мен спиральдар арасында оларды жалғайтын бар (жалғастырғыш) тұрған тәрізді көрінеді. Спиральді галактикалар да ядроларының өлшемдерімен ерекшеленеді.

Дүниедегі ең ірі галактикаларға эллипетік галактикалар жатады. Олардың кейбіреуі шар тәрізді, ал кейбіреуі созылыңқы болып келеді. Олар өздеріне өте жақын келген әлдеқайда кіші галактикаларды қармап алу арқылы кеңейеді.

Сыртқы пішініне қарай астрономдар галактикаларды бірнеше түрге топтайды. Эллипстік галактикаларды 10 түрге бөліп, мынадай белгілеулер енгізді: Е0 (сфералық), E10 (қатты майысып, екі бүйірінен жаншылған, пішіні, құймақ нанға ұқсайды). Спиральді галактикаларды сыртқы түріне қарай екі түрге бөлді: жалғастырғышы бар (белгіленуі Sb), жоқ (белгіленуі S) және ядроларының өлшеміне қарай үш түрге

1. 'Sa (ең ірі ядро),
2. Sb (орташа ядро),
3. Sc (кіші ядро), сол сияқты Sba, Sbb, Sbc деп бөлінеді. Барлык бұрыс галактикалар бір белгімен 'ir деп белгіленді.

Бірнеше мың өте жарық галактикалардың ішінде шамамен 80%-ы спиральді, 17%-ы эллипсті және 3%-ы бұрыс галактика. Галактикаларға дейінгі қашықтықтарды әр түрлі әдістермен анықтайды: цефейдтер, жаңа және аса жаңа жұлдыздар, өте жарық, жұлдыздар бойынша т. с. с.

Квазарлар

1963 жылдан бастап астрономдар жұмбак объект квазарларды зерттей бастады (радиосәуле шығарудың квази жұлдыздық көздері деген сөзден қысқартылған). Квазарлар әлемнің ең энергетикалық қаныққан денелері. Бұл жұлдыздарға ұқсас денелер минутына Күннің 10 млн жылда шығаратын энергиясынан артық энергия шығарады. Олардың жарқырауы тұтас галактиканың жарқырауынан жүз есе артық бола алады. Көптеген квазарлар рентгенді сәуле шығарудың қуатты көздері. Олардың спектрлерінде кәдімгі жұлдыздардың атмосфераларында болатын химиялық элементтер кездеседі. Бірақ квазарлардың үздіксіз спектрлері энергияның үлестірілуі синхротрондық механизмге сәйкес болатынын көрсетті, яғни магнит өрісінде қозғалатын асқын энергиялы электрондар жарық шығарады.

Квазарлар ғарыштағы ең алыс денелер болып саналады (оларға дейінгі қашықтық миллиардтаған жарык жылын күрайды), олардың спектрі қошқыл-қызыл, демек, олар бізден өте үлкен жылдамдықпен қашықтап барады. Көптеген квазарлардың периоды бірнеше апта, амплитудасы 3^m-ге дейін өзгеретін жылтырауы айнымалы болады. Бұл олардың сызықтық өлшемдерінің жұлдыздармен салыстыруға келетінін, дегенмен үлкен емес екенін көрсетеді. Квазарлар өте алыс галактикалардың жас, белсенді ядролары болуы мүмкін.