Վիքիպեդիա

«Գալակտիկաներ»–ի խմբագրումների տարբերություն

Դիտել պատմությունը
← Նախորդ տարբՀաջորդ տարբ →
Content deleted Content added
ՎիզուալԵլատեքստ
չNo edit summary
չ մանր-մունր oգտվելով ԱՎԲ
Տող 1.
[[Պատկեր:NGC 4414 (NASA-med).jpg|307x307px|thumb|NGC4414, պարուրաձև գալակտիկա [[Բերենիկեի Գես|Վերոնիկայի Վարսեր]] համաստեղությունում, ≈17 կպկ տրամագծով, երկրից ≈20 Մպկ հեռավորության վրա]]'''Գալակտիկաներ''' (հին հունարեն. Γαλαξίας՝ կաթնային), գրավիտացիոն ուժով կապված համակարգեր՝ բաղկացած [[Աստղ|աստղերիցաստղ]]երից, [[Աստղակույտեր|աստղակույտերիցաստղակույտեր]]ից, միջաստղային գազից և փոշուց, մութ նյութից, մոլորակներից։ Գալակտիկայի կազմի մեջ մտնող բոլոր օբյեկտները մասնակցում են ընդհանուր [[Զանգվածներիզանգվածների կենտրոն|զանգվածների կենտրոնի]]ի նկատմաբ շարժմանը<ref name="ref1">Sparke L. S., Gallagher III J. S.: «Galaxies in the Universe: An Introduction.», Cambridge University Press, 2007, էջ 442:</ref><ref name="ref2">Кононович Э. В., Мороз В. И.: «11.1. Объекты, принадлежащие нашей Галактике», «Общий курс астрономии», Иванов В. В.: Едиториал УРСС, 2004, 433—544 էջ։</ref>:
 
Տիեզերքի դիտվող մասում գալակտիկաների հստակ թիվ հայտնի չէ, բայց ենթադրվում է, դրանք մոտ 2 տրիլիոնի կարգի են։ Տարածությունում գալակտիկաները բաշխված են անհավասարաչափ՝ մի հատվածում կարելի է հայտնաբերել մոտ գալակտիկաների ամբողջական խումբ, բայց և կարելի ընդհանարապես չհայտնաբերել (այսպես կոչված [[Վոյդ|վոյդերվոյդ]]եր, կամ բաց տարածություններ)<ref name=":0">{{Cite news|url=https://life.ru/t/%D0%BD%D0%B0%D1%83%D0%BA%D0%B0/960673/chislo_ghalaktik_vo_vsieliennoi_uvielichili_v_20_raz|title=Число галактик во Вселенной увеличили в 20 раз|newspaper=Life.ru|language=ru|access-date=2018-06-09}}</ref>։
 
Գալակտիկաների նկարներում առանձին աստղեր առանձնացնելն անհնար էր մինչև [[20-րդ դար|20-րդ դարի]]ի սկիզբը։ 1990-ական թվականների սկզբին հաշվվում էին մոտ 30 գալակտիկաներ, որոնցում հնարավոր էր տեսնել առանձին աստղեր, և դրանք բոլորը մտնում էին [[Գալակտիկների տեղային խումբ|Տեղային խմբի]] մեջ։ Տիեզերական [[Հաբլ (աստղադիտակ)|Հաբլ]] աստղադիտակի թողարկումից և 10 մ-ոց երկրային աստղադիտակների կառուցումից հետո դրանց թիվը կտրուկ աճեց<ref name=":0" />։
 
Գալակտիկաներն առանձնանում են մեծ բազմազանությամբ՝ դրանց մեջ կարելի է առանձնացնել գնդաձև էլիպտիկ գալակտիկաներ, սկավառակաձև պարուրաձև գալակտիկաներ, միջուկով սպիրալաձև գալակտիկաներ, ոսպնյակաձև, անկանոն և այլն։ Եթե խոսենք թվային արժեքներից, օրինակ զանգվածից, ապա այն գնահատվում է 10<sup>7</sup> միչև 10<sup>12</sup> [[Արեգակ|Արեգակի]]ի զանգված, օրինակի համար մեր գալակտիկայի՝ [[Ծիր Կաթին|Ծիր Կաթինի]]ի զանգվածը գնահատվում է 2·10<sup>11</sup> Արեգակի զանգված<ref>{{Cite web|url=http://www.xliby.ru/astronomija_i_kosmos/mysljashaja_vselennaja/p32.php|title=МАССЫ ГАЛАКТИК / Мыслящая Вселенная|website=www.xliby.ru|accessdate=2018-06-09}}</ref><ref name=":1">{{Cite journal|date=2018-04-06|title=Галактика|url=https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0&oldid=91942952|language=ru}}</ref>:
 
Գալակտիկաների տրամագծերը 5-250 [[Պարսեկ|կպկ]] են (16-800 հզ [[Լուսային տարի|լուսատարի]]), օրինակ Ծիր Կաթինի տրամագիծը մոտ 30 կպկ է (100 հզ․ լուսատարի)։ Դեռևս հայտնի ամենամեծ գալակտիկայի՝ IC 1101-ի տրամագիծը գնահատվում է 600 կպկ<ref>{{Cite web|url=http://o-kosmose.net/galaktiki-vselennoi/samaya-bolshaya/|title=Самая большая галактика|website=o-kosmose.net|language=ru-RU|accessdate=2018-06-09}}</ref><ref>{{Cite news|url=http://www.vseocosmose.ru/?p=307|title=Размеры и Расстояния Галактик - Все о космосе|date=2011-06-26|newspaper=Все о космосе|language=ru-RU|access-date=2018-06-09}}</ref>:
 
Գալակտիկաների կառուցվածքի չլուծված խնդիր է հանդիսանում [[Մութմութ նյութ|մութ նյութը]]ը, որը դրսևորվում է միայն [[Ձգողականություն|գրավիտացիոն փոխազդեցության]] ժամանակ։ Այն կարող է զբաղեցնել գալակտիկայի ամբողջ զանգվածի 90 %-ը, և կարող է բացակայել, ինչպես որոշ գաճաճ գալակտիկաներում<ref name=":1" />:
 
== Ստուգաբանությունը<ref name=":1" /> ==
Գալակտիկա տերմինը (հին հունարեն՝ γαλαξίας) առաջացել է [[Ծիր Կաթին|մեր գալակտիկայի]] հին հունական անվանումից (κύκλος γαλαξίας նշանակում է «կաթնային օղակ», որպես գիշերային երկնքում նկատվող երևույթի նկարագրում)։ Երբ [[Աստղագետ|աստղագետներըաստղագետ]]ները ենթադրեցին, որ տարբեր երկնային մարմիններ, որոնք համարվում էին պարուրաձև միգամածություններ, կարող են լինել աստղերի կուտակումներ, այդ մարմիններն անվանեցին «տիեզերքի կղզիներ» կամ «աստղային կղզիներ» («աստղային պետություններ»)։ Բայց երբ պարզվեց, որ այդ օբյեկտները նման են մեր գալակտիկային, այդ տերմիններն անվանափոխվեցին «գալակտիկա»-յի։
 
== Դիտումները ==
Տող 36.
| Գալակտիկաների արտաքին տիրույթներում պտտման V արագությունը || Դոպլերի էֆեկտի միջոցով գազի և/կամ աստղերի արագությունների չափման օգնությամբ || 50-300 կմ/վ || 220 կմ/վ (Արեգակի շրջակայքում)
|-
| Գալակտիկայի արտաքին տիրույթների պտտման պարբերությունը ||[[Դոպլերի էֆեկտ|Դոպլերի էֆեկտի]]ի միջոցով գազի և/կամ աստղերի արագությունների չափման օգնությամբ || 10<sup>8</sup>-10<sup>9</sup> տարի || 2·10<sup>8</sup> տարի (Արեգակի շրջակայքում)
|-
| Կենտրոնական [[Սևսև խոռոչ|սև խոռոչի]]ի զանգվածը || Միջուկամերձ տիրույթում [[Աստղ|աստղերիաստղ]]երի և գազի արագությունների չափման միջոցով։ միջուկամերձ տիրույթում աստղերի ցրվածության էմպիրիկ կապ || 3·10<sup>5</sup>-3·10<sup>9</sup> M<sub>ʘ</sub> || 4·10<sup>6</sup> M<sub>ʘ</sub>
|}
 
=== Հեռավորությունները ===
Բացի [[Ծիր Կաթին]] գալակտիկայից, որում գտնվում է [[Արեգակ|Արեգակն]]ն իր մոլորակային համակարգով, մնացած գալակտիկաները չափազանց հեռու օբյեկտներ են։ Մոտակա գալակտիկաների հեռավորություններն աստղագետները տալիս են հեռավորության մեգապարսեկ միավորներով, իսկ հեռավորներին՝ կարմիր շեղման միավորներով՝ z-ով։ 2012 թվականի դեկտեմբերի տվյալներով հեռավոր հայտնաբերված գալակտիկան UDFj-39546284-ն է (z=11.9)<ref name="refz">Wall, Mike [http://www.space.com/18879-hubble-most-distant-galaxy.html Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen], 2012, դեկտեմբեր 12:</ref>։ Անզեն աչքով երկնքում կարելի է դիտել միայն երեք գալակտիկաներ՝ [[Անդրոմեդայի միգամածություն]]ը (տեսանելի է հյուսիսային կիսագնդից, d=772 կիլո[[պարսեկ]]) և Մագելանի Մեծ ու Փոքր ամպերը (տեսանելի են հարավային կիսագնդից, d=50<ref name="lmc">Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J., [[bibcode:2006ApJ...652.1133M|A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant]], The Astrophysical Journal, 2006, Volume 652, Issue 2, pp. 1133-1149:</ref> և 61<ref name="smc">Hilditch, R. W.; Howarth, I. D.; Harries, T. J. [[bibcode:2005MNRAS.357..304H|Forty eclipsing binaries in the Small Magellanic Cloud: fundamental parameters and Cloud distance]], Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2005, Volume 357, Issue 1, pp. 304-324:</ref> կիլո[[պարսեկ]], համապատասխանաբար)։
 
Դիտորդի և գալակտիկայի հեռավորությունը, որպես ֆիզիկական բնութագիր, չի մասնակցում ոչ մի պրոցեսի։ Գալակտիկայի հեռավորության որոշման անհրաժեշտություն է առաջանում օրինակ քիչ ուսումնասիրված իրադարձությունների՝ օրինակ [[Գամմագամմա-պայթյուն|գամմա-պայթյունների]]ների, կամ [[Տիեզերք|Տիեզերքի]]ի որպես գալակտիկաների [[էվոլյուցիա]] ուսումնասիրության, գալակտիկաների զանգվածների և չափսերի որոշման ժամանակ<ref name=":1" />:
 
Գալակտիկաների հեռավորությունը որոշող քիչ թե շատ մոդելավորած եղանակները կարելի է բաժանել 2 տիպի․ գալակտիկայի որևէ օբյեկտի (որի հեռավորությունը քիչ է տարբերվում գալակտիկայի հեռավորությունից) հեռավորության որոշմամբ, կամ [[Կարմիր շեղում|կարմիր շեղմամբ]]<ref>{{Cite news|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1169718/distances.html#%5B1%5D|title=Астронет > Расстояния до галактик|access-date=2018-06-11}}</ref>:
 
Առաջին մեթոդը [[Լուսաչափ|ֆոտոմետրական]] մեթոդն է, այպես կոչված ստանդարտ լուսատուների օգտագործմամբ, որոնց [[Լուսատվություն|լուսատվությունըլուսատվություն]]ը հայտնի է։ Այդ դեպքում հեռավորությունը կարելի է որոշել հետևյալ բանաձևով՝
 
: <math>R=10^{\frac{1}{5}(m-M)+1}</math>,
Տող 54.
որտեղ ''m'' — տեսանելի [[աստղային մեծություն]]ն է,
 
''M'' — բացարձակ [[Աստղայինաստղային մեծություն|աստղային մեծությունը]]ը,
 
''R'' — հեռավորությունն արտահայտված [[Պարսեկ|պարսեկներովպարսեկ]]։ ներով։
 
* [[Ցեֆեիդ|Ցեֆեիդներ]]ներ, որոնց պուլսացիաներ պարբերությունն իմանալով կարելի է որոշել դրանց լուսատվությունը։ Սրանք առաջին օբյեկտներնն են, որոնց շնորհիվ որոշվել են գալակտիկաների հեռավորությունները։
* [[Գերնոր աստղեր]], օրինակ Ia։ Հենց դրանց օգնությամբ 90-ականների սկզբներին հայտնաբերեցին [[Տիեզերք|տիեզերքիտիեզերք]]ի արագացող [[Տիեզերքի ընդլայնում|ընդլայնումը]]։
* [[Կարմիր հսկա|Կարմիր հսկաներ]]։ներ։▼
 
▲* [[Կարմիր հսկա|Կարմիր հսկաներ]]։
* Գերհսկաներ։
 
Տող 70 ⟶ 69՝
Եթե վերցնենք ներկայումս տարածված ΛCDM մոդելը (նույն Հաբլի հաստատունով), ապա հնարավոր շեղումը կլինի z~10, ինչը թույլ է տալիս այն համարել մոդելավորումից հարաբերականորեն անկախ մեթոդ։
 
Գոյություն ունեն նաև խիստ մոդելավորված եղանակներ<ref>{{Cite journal|datename=2018-04-06|title=Галактика|url=https":1"//ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%93%D0%B0%D0%BB%D0%B0%D0%BA%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0&oldid=91942952|language=ru}}</ref>
 
* Սյունաև-Զելդովիչի էֆեկտով,
Տող 85 ⟶ 84՝
* 10<sup>5</sup>—10<sup>6</sup> [[Կելվին (չափման միավոր)|K]] ջերմաստիճանի նոսր տաք գազ։
 
Հարևան գալակտիկաներում [[Կրկնակիկրկնակի աստղ|կրկնակի աստղեր]]եր չեն դիտվում, սակայն [[Արեգակ|Արեգակի]]ի շրջակայքի ուսումնասիրությունները թույլ են տալիս ենթադրել, որ կրկնակի աստղերը պետք է բավականին շատ լինեն։ Գազափոշային միջավայրը և աստղերը բաղկացած են ատոմներից, և դրանց ամբողջությունը կազմում է գալակտիկայի [[Բարիոն|բարիոնայինբարիոն]]ային նյութը։ Ոչ բարիոնային նյութի մեջմ տնում են [[Սևսև խոռոչ|սև խոռոչների]]ների և մութ նյութի [[Զանգված|զանգվածներըզանգված]]։ները։
 
=== Գալակտիկաների պտտման արագությունը ===
Գալակտիկայի պտտման արագություն ասելով հասկանում ենք գալակտիկայի տարբեր մասերի պտտման արագությունը գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ։ Այս մեծությունը իրենից ներկայացնում է տարբեր պրոցեսների արդյունքում ձեռք բերված գումարային արագություն։ Գալակտիկայի պտտման արագությունը պետք չէ շփոթել V<sub>c</sub> շրջանային արագության հետ, որը պայմանավորված է միայն գրավիտացիոն ուժով և որոշվում է միայն ձգողական դաշտում շրջանով պտտվող մարմին արագության արտահայտությամբ։ Ընդհանուր դեպքում պտտման արագությունը պայմանավորված է միջաստղաին գազի առաջացրած P ճնշման ռադիալ գրադիենտով՝
 
: <math>V^2=R\left(\frac{\partial\Phi}{\partial R} + \frac{\nabla P}{\rho_g}\right)=V_c^2 +R\frac{\nabla P}{\rho_g}</math><ref name=":1" />
 
որտեղ ''Φ'' — [[Գրավիտացիոնգրավիտացիոն պոտենցիալ|գրավիտացիոն պոտենցիալն]]ն է,
 
''ρ<sub>g</sub>'' — գազի խտությունը.։
 
Գալակտիկայի տարբեր մասերի համար պտտման արագությունը որոշվում է տարբեր կերպ։ Գազի համար՝ էմիսսիոն գծերի դոպլերյան շեղումով, աստղերի համար՝ աստղերի կլանման սպեկտրալ գծերի դոպլերյան շեղմամբ։
 
Պտտման արագության որոշման սխեման հետևյալն է։ Դիտումներից ուղղակիորեն ստացվող արագություն՝ սա գալակտիկայի որպես ամբողջության շարժման, և դրա ներքին շարժումների արագությունների գումարն է։ Սովորաբար գալակտիկաաի արագությունն ընդհանրապես (V<sub>0</sub>) նույնացվում է կենտրոնական շրջանի շարժման արագության հետ։ Հեռավոր գալակտիկաների պարագայում այդ արագությունը պայմանավորված է [[Տիեզերքի ընդլայնում|Տիեզերքի հաբլյան ընդլայնմամբ]], քանի որ սեփական արագությունը անհամեմատ փոքր է։
Տող 106 ⟶ 105՝
: <math>V_{\phi}(R)=\frac{|V_0 - V_r(l)|}{\sin{i}}</math>,
 
որտեղ ''l'' — գալակտիկայի հեռավորությունն է սպեկտրոգրաֆի ճեղքից։ Սակայն գալակտիկայի շարժման մասին ավելի ամբողջական ինֆորմացիա է տալիս արագությունների տիրույթի՝ գալակտիկայի սկավառակի բավականին մեծ քանակի կետերի շարժման ճառագայթային արագությունների ուսումնասիրությունը։ Արագությունների տիրույթի ստացման համար օգտվում են երկչափ [[Սպեկտրասկոպիա|սպեկտրասկոպիայիցսպեկտրասկոպիա]]։յից։ Սովորաբար օգտագործում են կամ բազմալիք ընդունիչ, կամ Ֆաբրի-Պերոյի ինտերֆերոմետրից։ [[H I տիրույթ|H I գծերում]] գազի ուսումնասիրությունը նույնպես հնարավորություն է տալիս ստանալ գալակտիկայում արագությունների բաշխման պատկերը։
 
2018 թ-ի մարտին Միջազգային ռադիոաստղագիտական հետազոտությունների կենտրոնի աստղագետները հայտնաբերել են, որ բոլոր գալակտիկաները, անկախ իրենց չափսերից կամ ձևից, պտտվում են միևնույն արագությամբ, և իրենց առանցքի շուրջ 1 լրիվ պտույտը կատարում են 1 մլդր․ երկրային տարում։
Տող 159 ⟶ 158՝
* Виктор Амбарцумян,«Проблемы эволюции Вселенной», Издательство Академии Наук Армянской ССР, Русский ,1968
{{Արտաքին հղումներ}}
 
[[Կատեգորիա:Գալակտիկաներ]]
[[Կատեգորիա:Աստղագիտություն]]
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/wiki/Գալակտիկաներ» էջից