GALAKTIKALAR haqida malumot bilib oling.

GALAKTIKALAR — ulkan yulduzlar (yuzlarcha mlrd. yulduzlar) sistemasi. 20-yulduz kattaligigacha ravshanlikdagi Galaktikalardan – 75 mln. tasi topilgan. Bizga eng yaqin uchtasini (Katta va Kichik Magellan bulutlarini, Andromeda tumanligini) teleskopsiz koʻrish mumkin. Galaktikalar toʻrtga boʻlinadi: elliptik (Ye), spiral (S), notoʻgʻri (If) va linzasimon. Elliptik Galaktikalarning shakli ellipsoidga oʻxshash boʻlib, yorqinligi markazdan chetga qarab kamayib boradi. Strukturasini deyarli koʻrib boʻlmaydi. Koʻrinma ellipsini, bosiqligiga koʻra, YEO dan Ye7 gacha tiplarga ajratiladi. Spiral (5) Galaktikalarda spiral qanchalik taraqqiy etgan boʻlsa, unda oʻzak shunchalik kichik boʻladi. Oʻzagi katta boʻlib, spiral shoxobchalari tarang oʻralgan Galaktikalar Sa b-n, ochiq taraqqiy etgan spiral shoxobchali kichik oʻzakli Galaktikalar Se b-n, oraliq G. esa Sb bilan belgilanadi. Baʼzi S G. da oʻzakning ikki qaramaqarshi tomonidan spiral shoxobcha chiqadi. Ularni belgilashda qoʻshimcha V harfi qoʻllaniladi. Mac, SBa, SBb va SBc. Hotoʻqri (If) G. mutlaq yorqinligi va sferik (II) yoki tekislik (I) tashkil etuvchilarining koʻp-ozligiga qarab, ikki sinfga boʻlinadi. Galaktikalarlar tasnifini sxematik ravishda shunday yozish mumkin: Ye 1-Ye 2-YEZ – Ye 4-Ye 5-E6-E7S*Sa-Sb – Sc SBa, SBb, SBc Bu sxemani amerika astronomi E. Xabbl tuzgan. Bu sxemaga kiritish mumkin boʻlmagan Galaktikalar pekulyar Galaktikalar deyiladi. Xabbl 600 ta yorugʻ galaktikaning tiplari boʻyicha taqsimlanishini aniqladi. Bu statistikaga juda kam mikdordagi notoʻgʻri Galaktikalar kiritilmagan. Odatda, Galaktikalar tup-tup boʻlib, hatto yuzlab, minglab toʻdalanib koʻrinadi. Bizga eng yaqin Galaktika (Galaktikamiz) boshqa 18 galaktika bilan birga mahalliy sistemani tashkil etadi. Bunga Andromeda yulduz turkumidagi 5 galaktika (NgC 147, 185, 205, 221, 224), Haykaltarosh, Pech, Qavs, Kit, Uchburchak, Kassiopeya, Jirado, Sefey, Javzo, Asad yulduz turkumlaridan bittadan galaktika va, nihoyat, bizga eng yaqin Galaktikalar — Katta va Kichik Magellan bulutlari kiradi. Galaktikalar astronomiyasida masofani oʻlchash uchun kiloparsek — kpk (1 kpk=1000pk=3,08571021 sm) va megoparsek — mgpk (1 mgpk=106pk=103 kpk=3,0857-10m sm) qoʻllaniladi. Oʻrta hisobda Galaktikalar toʻdasining kattaligi 3 Mpk boʻlib, koʻrinishi boʻyicha tarqoq va sferik toʻdalarga ajratiladi. Tarqoq toʻdaga Sunbula yulduz turkumidagi bizga eng yaqin gigant tuda misol boʻla oladi. U bir necha ming, asosan, spiral Galaktikalardan iborat boʻlib, osmonda 120 kv gradus maydonni egallaydi. Markazi bizdan 11 mgpk uzokda. Veronika sochlari yudduz turkumidan Galaktikalar sferik toʻdasida, asosan, elliptik va linzasimon Galaktikalardan 30000 dan ortigʻi topilgan. Uning uzoqligi 70 mgpk. Galaktikalar toʻdalari, oʻz navbatida, fazoda notekis taqsimlangan. Atrofimizda diametri – 50 mgpk li fazoda joylashgan Galaktikalar guruxi oʻtagalaktika deb ataluvchi gigant sistemani tashkil etadi. Oʻtagalaktika markazi Sunbula yulduz turkumidagi toʻdada boʻlib (galaktik koordinatalar sistemasida 1=255°, =+75°), uning atrofida boshqa Galaktikalar toʻdalari aylanadi. Bu aylanma harakatda qatnashuvchi Galaktikamizning chiziqli tezligi =500 km/s. Oʻtagalaktika qutbining koordinatalari: /=15°, =+6°. Hozircha oʻtagalaktikalardan 20 tasi topilgan. Ular orasidagi masofalar taxm. ularning diametriga teng. Galaktika spektri yulduz spektridan deyarli farq qilmaydi. U koʻpincha A, F va G sinf yulduzlari spektriga oʻxshash boʻlib, ayrim hollarda ustiga gaz tumanliklari yorugʻlanishiga xos emission chiziqlar tushib qoladi. Demak, Galaktikalar, asosan, yulduz va diffuz materiyadan iborat. Spiral va notoʻgʻri Galaktikalar «yosh» va qaynoq yulduzlar koʻproq boʻlganligi sababli, spektri boʻyicha A va Gʻ sinflarga, «kari» yulduzli elliptik Galaktikalar esa G va K sinflarga tegishli boʻladi. Galaktikalar uzoqligini oʻlchashning bir qancha usullari mavjud. Uzun davrli sefeidalar ravshanligining oʻzgarish davri boʻyicha «davr — mutlaq ravshanlik» diagrammasidan uzoqlik moduli (M—t) ni hisoblash Galaktikalar gacha masofani oʻlchashning asosiy usulidir. Sefeidaning koʻrinma ravshanligini oʻlchashda galaktikalararo va yulduzlararo yutilishni hisobga olish kerak. Yangi yulduzlar maksimumda —7™ boʻlishiga, Galaktikalar dagi sharsimon toʻdalar yorqinligi, taxm., Galaktikamizdagi sharsimon tudalarning mutlaq yorqinligi bilan bir xilligiga, bir xil Galaktikalarning oʻrtacha diametrlari taxm. barobar boʻlishiga va b. bir qancha real maʼlumotlarga asoslanib, Galaktikalarning uzoqligini ulchash usullari ham bor. Xabbl kashf qilgan «qizilga siljish» hodisasiga asoslangan uzoqdikni oʻlchash usuli hoz. paytda yorugʻ Galaktikalar (spektrini aniqlash mumkin boʻlganlari) uchun keng qoʻllaniladi. Bunda galaktika spektridagi spektral chiziqlarning qizil tomonga siljish mikdori galaktikaning uzoqligiga mutanosib. Agar kuzatilayotgan siljish Doppler effektы deb faraz qilinsa, g = s^ = Ng yoki da = Ј = Ya boʻladi. Bunda #. =540 km/s/mgpk — Xabbl doimiysi. Bu usulni 10 Mpk dan uzokda joylashgan. Galaktikalar uchun qoʻllash mumkin.

Galaktikagacha boʻlgan masofa g va uning oʻlchangan koʻrinma ravshanligi m boʻyicha mutlaq ravshanlik M~t+5 — 51 gr hisoblanadi. Eng katta Galaktikalarning fotografik mutlaq ravshanligi Mpg——21r». Umuman, Јva S G. uchun oʻrta hisobda Mpg=—19»-3. Bu esa =4-10ʻ ta Kuyosh ravshanligiga barobar. Koʻpincha, hatto bir tipdagi Galaktikalar kattaligi, yorqin-ligi, massasi va b. xususiyatlari bilan bir-biridan keskin farq qilishi mumkin. Eng katta spiral va elliptik Galaktikalarning diametri 25—35 kps eng kichiklariniki 2—3 kps. 1-jadvadda t=8,0 dan ravshan (yaʼni maktab teleskopida ham koʻrish mumkin) boʻlgan Galaktikalar haqida baʼzi maʼlumotlar keltirilgan.

Galaktikalarning turli qismlari spektrlaridagi spektral chiziqlarni oʻzaro solishtirish yoki, umuman, spektral chiziqlarning kengayishiga qarab muayyan galaktikaning aylanish davrini aniqlash mumkin. Koʻpincha, galaktika tashqi qismlarining aylanish davri =10° y. atrofida boʻladi, markaziy qismlari (oʻzak atroflari) qattiq jism kabi aylanadi. Agar Galaktikalar tashqi qismlarining aylanish tezligiga oid spektral maʼlumot olishning iloji boʻlsa, uning massasini aniklash mumkin. Bundan tashqi qismidagi yulduzlar (yoki toʻdalar) oʻzak atrofida Kepler qonuni boʻyicha harakat qiladi, deb faraz qilinadi va markazga intiluvchi kuch tezlanishi bilan tortish kuchi tezlanishini oʻzaro tenglashtirib, t = ~~g~ massa hisoblanadi. Qoʻshaloq Galaktikalarning massasini topish uchun spektrdagi spektral chiziqlarning siljishi K. ni oʻlchab, massalar markazi atrofida aylanish davri T xisoblanadi. Galaktikalarning yerqinligi va massasi orasidagi munosabat qonuni Galaktikamizdagi yulduzlarning mutlaq yorqinligi va massasi orasidagi munosabatga oʻxshaydi. Agar biron yoʻl bilan galaktika yorqinligi aniqlansa, uning massasini «yorqinlik — massa» diagrammasidan topish mumkin.

Kuzatilayotgan Galaktikalardan koʻpining mas-sasi 10ʻ — 10y Quyosh massasi t@ ga teng. Agar karlik (mitti) sistemalar hisobga olinmasa, har bir galaktikaning oʻrtacha massasi – 10» t@ boʻladi. Odat-da, Galaktikaning yulduz va plazma bulutlaridan iborat boʻlgan markaziy quyuq qismidan gaz va bulut koʻrinishidagi modda katta tezlik bilan otilib chiqadi. Galaktikalardan moddaning otilib chiqish tezligi bir necha oʻn km/s, faol oʻzakli Galaktikalarda hatto bir necha ming km/s ga yetadi. Mas, M82 nomli galaktika bundan bir necha million yillar ilgari portlagan. Undan har tomonga ~1000 km/s tezlik bilan massasi 5-106 M@ ga barobar gazeimon tolalar sochilgan. Agar galaktikada kuchli portlash roʻy bersa, u intensiv radiotoʻlqinlar 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 oʻta yulduz deb atalgan yangi obyektlar topiddi. Oʻta yulduz ham radionurlanish manbai. Bizga eng yaqin oʻtayudduzgacha boʻlgan masofa 500 mgpk, uning koʻrinma ravshanligi 13 t, mutlaq yorqinligi eng ulkan galaktikanikidan ~ 100 barobar katta. Oʻta yulduzning diametri juda kichik — bir yorugʻlik yilidan katta emas. Spektrida gazlarning bir necha ming km/s tezlikda tartibsiz harakat qilishiga mos keladigan keng emission chiziqdar mavjud. Olimlar bunday obyektlarning energiya manbai oʻzak reaksiyasi boʻla olmaydi, ularda gravitatsion energiya ajralish hodisasi roʻy berayotgan boʻlsa kerak, deb taxmin qilishadi.

Salohiddin Nuritdinov.