Galaktikalar

Galaktikalar — ulkan yulduzlar (yuzlarcha mlrd. yulduzlar) sistemasi. 20-yulduz kattaligigacha ravshanlikdagi G. dan -75 mln. tasi topilgan. Bizga eng yaqin uchtasini (katta va kichik Magellan bulutlarini, Andromeda tumanligini) teleskopsiz ko’rish mumkin. G. to’rtga bo’linadi: elliptik (E), spiral (S), noto’g’ri (If) va linzasimon. Elliptik G.ning shakli ellipsoidga o’xshash bo’lib, yorqinligi markazdan chetga qarab kamayib boradi. Strukturasini deyarli ko’rib bo’lmaydi. Ko’rinma ellipsini, bosiqligiga ko’ra, EO dan E7 gacha tiplarga ajratiladi. Spiral (5) G.da spiral qanchalik taraqqiy etgan bo’lsa, unda o’zak shunchalik kichik bo’ladi. O’zagi katta bo’lib, spiral shoxobchalari tarang o’ralgan g. Sa b-n, ochiq taraqqiy etgan spiral shoxobchali kichik o’zakli G. Se b-n, oraliq g. esa Sb b-n belgilanadi. Ba’zi S G.da o’zakning ikki qaramaqarshi tomonidan spiral shoxobcha chiqadi. Ularni belgilashda qo’shimcha V harfi qo’llaniladi. Mac, SBa, SBb va SBc. Noto’qri (If) G. mutlaq yorqinligi va sferik (II) yoki tekislik (I) tashkil etuvchilarining ko’p-ozligiga qarab, ikki sinfga bo’linadi. G.lar tasnifini sxematik ravishda shunday yozish mumkin: E 1 — E 2 — E Z — E 4 — E 5 — E 6 — E 7 — S*Sa-Sb — Sc SBa, SBb, SBc Bu sxemani Amerika astronomi E. Xabbl tuzgan. Bu sxemaga kiritish mumkin bo’lmagan g. pekulyar g. deyiladi. Xabbl 600 ta yorug’galaktikaning tiplari bo’yicha taqsimlanishini aniqladi. Bu statistikaga juda kam mikdordagi noto’g’ri g. kiritilmagan. Odatda, G. tup-tup bo’lib, hatto yuzlab, minglab to’dalanib ko’rinadi. Bizga eng yaqin Galaktika (Galaktikamiz) boshqa 18 galaktika b-n birga mahalliy sistemani tashkil etadi. Bunga Andromeda yulduz turkumidagi 5 galaktika (NgC 147, 185, 205, 221, 224), Haykaltarosh, Pech, Qavs, Kit, uchburchak, Kassiopeya, Jirado, Tsefey, Javzo, Asad yulduz turkumlaridan bittadan galaktika va, nihoyat, bizga eng yaqin g.— Katta va kichik Magellan bulutlari kiradi. Galaktikalar astronomiyasida masofani o’lchash uchun kiloparsek — KPK (1 KPK=1000pk=3,08571021 sm) va megoparsek — mgpk (1 mgpk=106pk=103 KPK=3,0857-10m sm) qo’llaniladi. O’rta hisobda g. to’dasining kattaligi 3 Mpk bo’lib, ko’rinishi bo’yicha tarqoq va sferik to’dalarga ajratiladi. Tarqoq to’daga Sunbula yulduz turkumidagi bizga eng yaqin gigant tuda misol bo’la oladi. U bir necha ming, asosan, spiral g.dan iborat bo’lib, osmonda 120 kv gradus maydonni egallaydi. Markazi bizdan 11 mgpk uzok — da. Veronika sochlari yudduz turkumidan G. sferik to’dasida, asosan, elliptic va linzasimon g.dan 30000 dan ortig’i topilgan. Uning uzoqligi 70 mgpk. G. to’dalari, o’z navbatida, fazoda notekis taqsimlangan. Atrofimizda diametric -50 mgpk li fazoda joylashgan g. guruxi o’tagalaktika deb ataluvchi gigant sistemani tashkil etadi. O’tagalaktika markazi Sunbula yulduz turkumidagi to’dada bo’lib (galaktik koordinatalar sistemasida 1=255°, Ь=+75°), uning atrofida boshqa g. to’dalari aylanadi. Bu aylanma harakatda qatnashuvchi Galaktikamizning chiziqli tezligi =500 km/s. O’tagalaktika qutbining koordinatalari: /=15°, Ь=+6°. Hozircha o’tagalaktikalardan 20 tasi topilgan. Ular orasidagi masofalar taxm. ularning diametriga teng. Galaktika spektri yulduz spektridan deyarli farq qilmaydi. U ko’pincha A, F va G sinf yulduzlari spektriga o’xshash bo’lib, ayrim hollarda ustiga gaz tumanliklari yorug’lanishiga xos emission chiziqlar tushib qoladi. Demak, G., asosan, yulduz va diffuz materiyadan iborat. Spiral va noto’g’ri g. «yosh» va qaynoq yulduzlar ko’proq bo’lganligi sababli, spektri bo’yicha A va G’sinflarga, «kari» yulduzli elliptik g. esa G va K sinflarga tegishli bo’ladi. G. uzoqligini o’lchashning bir qancha usullari mavjud. Uzun davrli tsefeidalar ravshanligining o’zgarish davri bo’yicha «davr — mutlaq ravshanlik» diagrammasidan uzoqlik moduli (M—t) ni hisoblash g. gacha masofani o’lchashning asosiy usulidir. Tsefeidaning ko’rinma ravshanligini o’lchashda galaktikalararo va yulduzlararo yutilishni hisobga olish kerak. Yangi yulduzlar maksimumda -7 ™ bo’lishiga, g.dagi sharsimon to’dalar yorqinligi, taxm., Galaktikamizdagi sharsimon tudalarning mutlaq yorqinligi b-n bir xilligiga, bir xil g.ning o’rtacha diametrlari taxm. barobar bo’lishiga va b. bir qancha Real ma’lumotlarga asoslanib, g.ning uzoqligini ulchash usullari ham bor. Xabbl kashf qilgan «qizilga siljish» hodisasiga asoslangan uzoqdikni o’lchash usuli hoz. paytda yorug’g. (spektrini aniqlash mumkin bo’lganlari) uchun keng qo’llaniladi. Bunda galaktika spektridagi spectral chiziqlarning qizil tomonga siljish mikdori galaktikaning uzoqligiga mutanosib. Agar kuzatilayotgan siljish Doppler effekti deb faraz qilinsa, G = s^ = ng yoki da = £ = ya bo’ladi. Bunda #.=540 km/s/mgpk — Xabbl doimiysi. Bu usulni 10 Mpk dan uzokda joylashgan. G. uchun qo’llash mumkin. Galaktikagacha bo’lgan masofa g va uning o’lchangan ko’rinma ravshanligi m bo’yicha mutlaq ravshanlik M~t+5— 51 gr hisoblanadi. Eng katta g.ning fotografik mutlaq ravshanligi Mpg—21r». Umuman, £va S g. uchun o’rta hisobda Mpg=-19″-3. Bu esa =4-10′ ta Kuyosh ravshanligiga barobar. Ko’pincha, hatto bir tipdagi g. kattaligi, yorqin-ligi, massasi va b. xususiyatlari b-n bir-biridan keskin farq qilishi mumkin. Eng katta spiral va elliptik g.ning diametri 25-35 Kps eng kichiklariniki 2-3 Kps. 1-jadvadda t=8,0 dan Ravshan (ya’ni maktab teleskopida ham ko’rish mumkin) bo’lgan g. haqida ba’zi ma’lumotlar keltirilgan. G. ning turli qismlari spektrlaridagi spektral chiziqlarni o’zaro solishtirish yoki, umuman, spektral chiziqlarning kengayishiga qarab muayyan galaktikaning aylanish davrini aniqlash mumkin. Ko’pincha, galaktika tashqi qismlarining aylanish davri =10° y. atrofida bo’ladi, Markaziy qismlari (o’zak atroflari) qattiq jism kabi aylanadi. Agar G. tashqi qismlarining aylanish tezligiga oid spektral ma’lumot olishning iloji bo’lsa, uning massasini aniklash mumkin. Bundan tashqi qismidagi yulduzlar (yoki to’dalar) o’zak atrofida Kepler qonuni bo’yicha harakat qiladi, deb faraz qilinadi va markazga intiluvchi kuch tezlanishi b-n tortish kuchi tezlanishini o’zaro tenglashtirib, t = ~~g~ massa hisoblanadi. Qo’shaloq G. ning massasini topish uchun spektrdagi spektral chiziqlarning siljishi K. ni o’lchab, massalar markazi atrofida aylanish davri T xisoblanadi. G.ning erqinligi va massasi orasidagi munosabat qonuni Galaktikamizdagi yulduzlarning mutlaq yorqinligi va massasi orasidagi munosabatga o’xshaydi. Agar biron yo’l b-n galaktika yorqinligi aniqlansa, uning massasini «yorqinlik — massa» diagrammasidan topish mumkin. Kuzatilayotgan G.dan ko’pining mas-sasi 10’— 10y Quyosh massasi t@ ga teng. Agar karlik (mitti) sistemalar hisobga olinmasa, har bir galaktikaning o’rtacha massasi -10″ t@ bo’ladi. Odat-da, Galaktikaning yulduz va plazma bulutlaridan iborat bo’lgan Markaziy quyuq qismidan gaz va bulut ko’rinishidagi modda katta tezlik b-n otilib chiqadi. G.dan moddaning otilib chiqish tezligi bir necha o’n km/s, faol o’zakli g.da hatto bir necha ming km/s ga etadi. Mas, M82 nomli galaktika bundan bir necha million yillar ilgari portlagan. Undan har tomonga ~1000 km/s tezlik b-n massasi 5-106 M@ ga barobar gazeimon tolalar sochilgan. Agar galaktikada kuchli portlash ro’y bersa, u intensiv radioto’lqinlar manbaiga aylanadi; u radiogalaktika deyiladi. Bizdan 170 mgpk uzokda joylashgan Oqqush yulduz turkumidagi «Oqqush A» deb ataluvchi radiogalaktikaning radionurlanishi optik diapazondagi nurlanishdan 6 marta kup. 1963 y.da o’ta yulduz deb atalgan yangi ob’ektlar topiddi. O’ta yulduz ham radionurlanish manbai. Bizga eng yaqin o’tayudduzgacha bo’lgan masofa 500 mgpk, uning ko’rinma ravshanligi 13 t, mutlaq yorqinligi eng ulkan galaktikanikidan ~ 100 barobar katta. O’ta yulduzning diametri juda kichik — bir yorug’lik yilidan katta emas. Spektrida gazlarning bir nechamingkm/stezlikdatartibsizharakat qilishiga mos keladigan keng emission chiziqdar mavjud. Olimlar bunday ob’ektlarning energiya manbai o’zak reaktsiyasi bo’la olmaydi, ularda gravitasion energiya ajralish hodisasi ro’y berayotgan bo’lsa kerak, deb taxmin qilishadi. Salohiddin Nuritdinov.