Galaktikalar
Manba: ÖzME, 2-jild (2000–2005), «Özbekiston milliy ensiklopediyasi» Davlat ilmiy naşriyoti · elektron nusxa: ziyouz.com kutubxonasi, 50–52-b. — ziyouz.com
Matn sifati past bölişi mumkin. Bu maqola PDF'dagi buzuq belgilar bilan olingan (işonç 55%): ayrim söz va raqamlar xato bölişi mumkin — iqtibos keltirişdan oldin asl matn bilan solişting.
Galaktikalar — ulkan yulduzlar (yuzlarça mlrd. yulduzlar) sistemasi. 20-yulduz kattaligigaça ravşanlikdagi G.dan -75 mln. tasi topilgan. Bizga eng yaqin uçtasini (Katta va Kiçik Magellan bulutlarini, Andromeda tumanligini) teleskopsiz köriş mumkin. G. törtga bölinadi: elliptik (Ye), spiral (S), notöğri (If) va linzasimon. Elliptik G.ning şakli ellipsoidga öxşaş bölib, yorqinligi markazdan çetga qarab kamayib boradi. Strukturasini deyarli körib bölmaydi. Körinma ellipsini, bosiqligiga köra, YEO dan E7 gaça tiplarga ajratiladi. Spiral (5) G.da spiral qançalik taraqqiy etgan bölsa, unda özak şunçalik kiçik böladi. Özagi katta bölib, spiral şoxobçalari tarang öralgan G. Sa b-n, oçiq taraqqiy etgan spiral şoxobçali kiçik özakli G. Se b-n, oraliq G. esa Sb b-n belgilanadi. Ba'zi S G.da özakning ikki qarama-qarşi tomonidan spiral şoxobça çiqadi. Ularni belgilaşda qöşimça V harfi qöllaniladi. Mac, SBa, SBb va SBc. Notöqri (If) G. mutlaq yorqinligi va sferik (II) yoki tekislik (I) taşkil etuvçilarining köp-ozligiga qarab, ikki sinfga bölinadi. G.lar tasnifini sxematik ravişda şunday yoziş mumkin: Ye 1 - Ye 2 - Ye Z - Ye 4 - Ye 5 - E 6 - E 7 - S*Sa-Sb- Sc SBa, SBb, SBc Bu sxemani amerika astronomi E. Xabbl tuzgan. Bu sxemaga kiritiş mumkin bölmagan G. pekulyar G. deyiladi. Xabbl 600 ta yoruğ galaktikaning tiplari böyiça taqsimlanişini aniqladi. Bu statistikaga juda kam mikdordagi notöğri G. kiritilmagan. Odatda, G. tup-tup bölib, hatto yuzlab, minglab tödalanib körinadi. Bizga eng yaqin Galaktika (Galaktikamiz) boşqa 18 galaktika b-n birga mahalliy sistemani taşkil etadi. Bunga Andromeda yulduz turkumidagi 5 galaktika (NgC 147, 185, 205, 221, 224), Haykaltaroş, Peç, Qavs, Kit, Uçburçak, Kassiopeya, Jirado, Sefey, Javzo, Asad yulduz turkumlaridan bittadan galaktika va, nihoyat, bizga eng yaqin G.— Katta va Kiçik Magellan bulutlari kiradi. Galaktikalar astronomiyasida masofani ölçaş uçun kiloparsek — kpk (1 kpk=1000pk=3,08571021 sm) va megoparsek — mgpk (1 mgpk=106pk=103 kpk=3,0857-10m sm) qöllaniladi. Örta hisobda G. tödasining kattaligi 3 Mpk bölib, körinişi böyiça tarqoq va sferik tödalarga ajratiladi. Tarqoq tödaga Sunbula yulduz turkumidagi bizga eng yaqin gigant tuda misol böla oladi. U bir neça ming, asosan, spiral G.dan iborat bölib, osmonda 120 kv gradus maydonni egallaydi. Markazi bizdan 11 mgpk uzokda. Veronika soçlari yudduz turkumidan G. sferik tödasida, asosan, elliptik va linzasimon G.dan 30000 dan ortiği topilgan. Uning uzoqligi 70 mgpk. G. tödalari, öz navbatida, fazoda notekis taqsimlangan. Atrofimizda diametri -50 mgpk li fazoda joylaşgan G. guruxi ötagalaktika deb ataluvçi gigant sistemani taşkil etadi. Ötagalaktika markazi Sunbula yulduz turkumidagi tödada bölib (galaktik koordinatalar sistemasida 1=255°, =+75°), uning atrofida boşqa G. tödalari aylanadi. Bu aylanma harakatda qatnaşuvçi Galaktikamizning çiziqli tezligi =500 km/s. Ötagalaktika qutbining koordinatalari: /=15°, =+6°. Hozirça ötagalaktikalardan 20 tasi topilgan. Ular orasidagi masofalar taxm. ularning diametriga teng. Galaktika spektri yulduz spektridan deyarli farq qilmaydi. U köpinça A, F va G sinf yulduzlari spektriga öxşaş bölib, ayrim hollarda ustiga gaz tumanliklari yoruğlanişiga xos emission çiziqlar tuşib qoladi. Demak, G., asosan, yulduz va diffuz materiyadan iborat. Spiral va notöğri G. «yoş» va qaynoq yulduzlar köproq bölganligi sababli, spektri böyiça A va Ğ sinflarga, «kari» yulduzli elliptik G. esa G va K sinflarga tegişli böladi. G. uzoqligini ölçaşning bir qança usullari mavjud. Uzun davrli sefeidalar ravşanligining özgariş davri böyiça «davr — mutlaq ravşanlik» diagrammasidan uzoqlik moduli (M—t) ni hisoblaş G. gaça masofani ölçaşning asosiy usulidir. Sefeidaning körinma ravşanligini ölçaşda galaktikalararo va yulduzlararo yutilişni hisobga oliş kerak. Yangi yulduzlar maksimumda —7™ bölişiga, G.dagi şarsimon tödalar yorqinligi, taxm., Galaktikamizdagi şarsimon tudalarning mutlaq yorqinligi b-n bir xilligiga, bir xil G.ning örtaça diametrlari taxm. barobar bölişiga va b. bir qança real ma'lumotlarga asoslanib, G.ning uzoqligini ulçaş usullari ham bor. Xabbl kaşf qilgan «qizilga siljiş» hodisasiga asoslangan uzoqdikni ölçaş usuli hoz. paytda yoruğ G. (spektrini aniqlaş mumkin bölganlari) uçun keng qöllaniladi. Bunda galaktika spektridagi spektral çiziqlarning qizil tomonga siljiş mikdori galaktikaning uzoqligiga mutanosib. Agar kuzatilayotgan siljiş Doppler effekti deb faraz qilinsa, g = s^ = Ng yoki da = £ = Ya böladi. Bunda #.=540 km/s/mgpk — Xabbl doimiysi. Bu usulni 10 Mpk dan uzokda joylaşgan. G. uçun qöllaş mumkin. Galaktikagaça bölgan masofa g va uning ölçangan körinma ravşanligi m böyiça mutlaq ravşanlik M~t+5— 51 gr hisoblanadi. Eng katta G.ning fotografik mutlaq ravşanligi Mpg——21r». Umuman, £va S G. uçun örta hisobda Mpg=—19»-3. Bu esa =4-10' ta Kuyoş ravşanligiga barobar. Köpinça, hatto bir tipdagi G. kattaligi, yorqin-ligi, massasi va b. xususiyatlari b-n bir-biridan keskin farq qilişi mumkin. Eng katta spiral va elliptik G.ning diametri 25—35 kps eng kiçiklariniki 2—3 kps. 1-jadvadda t=8,0 dan ravşan (ya'ni maktab teleskopida ham köriş mumkin) bölgan G. haqida ba'zi ma'lumotlar keltirilgan. G.ning turli qismlari spektrlaridagi spektral çiziqlarni özaro soliştiriş yoki, umuman, spektral çiziqlarning kengayişiga qarab muayyan galaktikaning aylaniş davrini aniqlaş mumkin. Köpinça, galaktika taşqi qismlarining aylaniş davri =10° y. atrofida böladi, markaziy qismlari (özak atroflari) qattiq jism kabi aylanadi. Agar G. taşqi qismlarining aylaniş tezligiga oid spektral ma'lumot olişning iloji bölsa, uning massasini aniklaş mumkin. Bundan taşqi qismidagi yulduzlar (yoki tödalar) özak atrofida Kepler qonuni böyiça harakat qiladi, deb faraz qilinadi va markazga intiluvçi kuç tezlanişi b-n tortiş kuçi tezlanişini özaro tenglaştirib, t = ~~g~ massa hisoblanadi. Qöşaloq G.ning massasini topiş uçun spektrdagi spektral çiziqlarning siljişi K. ni ölçab, massalar markazi atrofida aylaniş davri T xisoblanadi. G.ning yerqinligi va massasi orasidagi munosabat qonuni Galaktikamizdagi yulduzlarning mutlaq yorqinligi va massasi orasidagi munosabatga öxşaydi. Agar biron yöl b-n galaktika yorqinligi aniqlansa, uning massasini «yorqinlik — massa» diagrammasidan topiş mumkin. Kuzatilayotgan G.dan köpining mas-sasi 10'— 10y Quyoş massasi t@ ga teng. Agar karlik (mitti) sistemalar hisobga olinmasa, har bir galaktikaning örtaça massasi -10» t@ böladi. Odat-da, Galaktikaning yulduz va plazma bulutlaridan iborat bölgan markaziy quyuq qismidan gaz va bulut körinişidagi modda katta tezlik b-n otilib çiqadi. G.dan moddaning otilib çiqiş tezligi bir neça ön km/s, faol özakli G.da hatto bir neça ming km/s ga yetadi. Mas, M82 nomli galaktika bundan bir neça million yillar ilgari portlagan. Undan har tomonga ~1000 km/s tezlik b-n massasi 5-106 M@ ga barobar gazeimon tolalar soçilgan. Agar galaktikada kuçli portlaş röy bersa, u intensiv radiotölqinlar manbaiga aylanadi; u radiogalaktika deyiladi. Bizdan 170 mgpk uzokda joylaşgan Oqquş yulduz turkumidagi «Oqquş A» deb ataluvçi radiogalaktikaning radionurlanişi optik diapazondagi nurlanişdan 6 marta kup. 1963 y.da öta yulduz deb atalgan yangi obyektlar topiddi. Öta yulduz ham radionurlaniş manbai. Bizga eng yaqin ötayudduzgaça bölgan masofa 500 mgpk, uning körinma ravşanligi 13 t, mutlaq yorqinligi eng ulkan galaktikanikidan ~ 100 barobar katta. Öta yulduzning diametri juda kiçik — bir yoruğlik yilidan katta emas. Spektrida gazlarning bir neça ming km/s tezlikda tartibsiz harakat qilişiga mos keladigan keng emission çiziqdar mavjud. Olimlar bunday obyektlarning energiya manbai özak reaksiyasi böla olmaydi, ularda gravitatsion energiya ajraliş hodisasi röy berayotgan bölsa kerak, deb taxmin qilişadi. Salohiddin Nuritdinov.
Asl matn (kirill, PDF'dagidek)
ГАЛАКТИКАЛАР — улкан юлдузлар (юзларча млрд. юлдузлар) системаси. 20-юлдуз катталигигача равшанликдаги Г.дан -75 млн. таси топилган. Бизга энг яқин учтасини (Катта ва Кичик Магеллан булутларини, Андромеда туманлигини) телескопсиз кўриш мумкин. Г. тўртга бўлинади: эллиптик (Е), спираль (S), нотўғри (If) ва линзасимон. Эллиптик Г.нинг шакли эллипсоидга ўхшаш бўлиб, ёрқинлиги марказдан четга қараб камайиб боради. Структурасини деярли кўриб бўлмайди. Кўринма эллипсини, босиқлигига кўра, ЕО дан Е7 гача типларга ажратилади. Спираль (5) Г.да спираль қанчалик тараққий этган бўлса, унда ўзак шунчалик кичик бўлади. Ўзаги катта бўлиб, спираль шохобчалари таранг ўралган Г. Sa б-н, очиқ тараққий этган спираль шохобчали кичик ўзакли Г. Se б-н, оралиқ Г. эса Sb б-н белгиланади. Баъзи S Г.да ўзакнинг икки қарама-қарши томонидан спираль шохобча чиқади. Уларни белгилашда қўшимча В ҳарфи қўлланилади. Mac, SBa, SBb ва SBc. Hотўқри (If) Г. мутлақ ёрқинлиги ва сферик (II) ёки текислик (I) ташкил этувчиларининг кўп-озлигига қараб, икки синфга бўлинади. Г.лар таснифини схематик равишда шундай ёзиш мумкин: Е 1 - Е 2 - Е З - Е 4 - Е 5 - E 6 - E 7 - S*Sa-Sb- Sc SBa, SBb, SBc Бу схемани америка астрономи Э. Хаббл тузган. Бу схемага киритиш мумкин бўлмаган Г. пекуляр Г. дейилади. Хаббл 600 та ёруғ галактиканинг типлари бўйича тақсимланишини аниқлади. Бу статистикага жуда кам микдордаги нотўғри Г. киритилмаган. Одатда, Г. туп-туп бўлиб, ҳатто юзлаб, минглаб тўдаланиб кўринади. Бизга энг яқин Галактика (Галактикамиз) бошқа 18 галактика б-н бирга маҳаллий системани ташкил этади. Бунга Андромеда юлдуз туркумидаги 5 галактика (NgC 147, 185, 205, 221, 224), Ҳайкалтарош, Печь, Қавс, Кит, Учбурчак, Кассиопея, Жирадо, Цефей, Жавзо, Асад юлдуз туркумларидан биттадан галактика ва, ниҳоят, бизга энг яқин Г.— Катта ва Кичик Магеллан булутлари киради. Галактикалар астрономиясида масофани ўлчаш учун килопарсек — кпк (1 кпк=1000пк=3,08571021 см) ва мегопарсек — мгпк (1 мгпк=106пк=103 кпк=3,0857-10м см) қўлланилади. Ўрта ҳисобда Г. тўдасининг катталиги 3 Мпк бўлиб, кўриниши бўйича тарқоқ ва сферик тўдаларга ажратилади. Тарқоқ тўдага Сунбула юлдуз туркумидаги бизга энг яқин гигант туда мисол бўла олади. У бир неча минг, асосан, спираль Г.дан иборат бўлиб, осмонда 120 кв градус майдонни эгаллайди. Маркази биздан 11 мгпк узокда. Вероника сочлари юддуз туркумидан Г. сферик тўдасида, асосан, эллиптик ва линзасимон Г.дан 30000 дан ортиғи топилган. Унинг узоқлиги 70 мгпк. Г. тўдалари, ўз навбатида, фазода нотекис тақсимланган. Атрофимизда диаметри -50 мгпк ли фазода жойлашган Г. гурухи ўтагалактика деб аталувчи гигант системани ташкил этади. Ўтагалактика маркази Сунбула юлдуз туркумидаги тўдада бўлиб (галактик координаталар системасида 1=255°, Ь=+75°), унинг атрофида бошқа Г. тўдалари айланади. Бу айланма ҳаракатда қатнашувчи Галактикамизнинг чизиқли тезлиги =500 км/с. Ўтагалактика қутбининг координаталари: /=15°, Ь=+6°. Ҳозирча ўтагалактикалардан 20 таси топилган. Улар орасидаги масофалар тахм. уларнинг диаметрига тенг. Галактика спектри юлдуз спектридан деярли фарқ қилмайди. У кўпинча A, F ва G синф юлдузлари спектрига ўхшаш бўлиб, айрим ҳолларда устига газ туманликлари ёруғланишига хос эмиссион чизиқлар тушиб қолади. Демак, Г., асосан, юлдуз ва диффуз материядан иборат. Спираль ва нотўғри Г. «ёш» ва қайноқ юлдузлар кўпроқ бўлганлиги сабабли, спектри бўйича А ва Ғ синфларга, «кари» юлдузли эллиптик Г. эса G ва К синфларга тегишли бўлади. Г. узоқлигини ўлчашнинг бир қанча усуллари мавжуд. Узун даврли цефеидалар равшанлигининг ўзгариш даври бўйича «давр — мутлақ равшанлик» диаграммасидан узоқлик модули (М—т) ни ҳисоблаш Г. гача масофани ўлчашнинг асосий усулидир. Цефеиданинг кўринма равшанлигини ўлчашда галактикалараро ва юлдузлараро ютилишни ҳисобга олиш керак. Янги юлдузлар максимумда —7™ бўлишига, Г.даги шарсимон тўдалар ёрқинлиги, тахм., Галактикамиздаги шарсимон тудаларнинг мутлақ ёрқинлиги б-н бир хиллигига, бир хил Г.нинг ўртача диаметрлари тахм. баробар бўлишига ва б. бир қанча реал маълумотларга асосланиб, Г.нинг узоқлигини улчаш усуллари ҳам бор. Хаббл кашф қилган «қизилга силжиш» ҳодисасига асосланган узоқдикни ўлчаш усули ҳоз. пайтда ёруғ Г. (спектрини аниқлаш мумкин бўлганлари) учун кенг қўлланилади. Бунда галактика спектридаги спектрал чизиқларнинг қизил томонга силжиш микдори галактиканинг узоқлигига мутаносиб. Агар кузатилаётган силжиш Допплер эффекты деб фараз қилинса, Ьг = с^ = Нг ёки да = £ = Я бўлади. Бунда #.=540 км/с/мгпк — Хаббл доимийси. Бу усулни 10 Мпк дан узокда жойлашган. Г. учун қўллаш мумкин. Галактикагача бўлган масофа г ва унинг ўлчанган кўринма равшанлиги m бўйича мутлақ равшанлик М~т+5— 51 gr ҳисобланади. Энг катта Г.нинг фотографик мутлақ равшанлиги Mpg——21r». Умуман, £ва S Г. учун ўрта ҳисобда Mpg=—19»-3. Бу эса =4-10’ та Куёш равшанлигига баробар. Кўпинча, ҳатто бир типдаги Г. катталиги, ёрқин-лиги, массаси ва б. хусусиятлари б-н бир-биридан кескин фарқ қилиши мумкин. Энг катта спираль ва эллиптик Г.нинг диаметри 25—35 кпс энг кичиклариники 2—3 кпс. 1-жадвадда т=8,0 дан равшан (яъни мактаб телескопида ҳам кўриш мумкин) бўлган Г. ҳақида баъзи маълумотлар келтирилган. Г.нинг турли қисмлари спектрларидаги спектрал чизиқларни ўзаро солиштириш ёки, умуман, спектрал чизиқларнинг кенгайишига қараб муайян галактиканинг айланиш даврини аниқлаш мумкин. Кўпинча, галактика ташқи қисмларининг айланиш даври =10° й. атрофида бўлади, марказий қисмлари (ўзак атрофлари) қаттиқ жисм каби айланади. Агар Г. ташқи қисмларининг айланиш тезлигига оид спектрал маълумот олишнинг иложи бўлса, унинг массасини аниклаш мумкин. Бундан ташқи қисмидаги юлдузлар (ёки тўдалар) ўзак атрофида Кеплер қонуни бўйича ҳаракат қилади, деб фараз қилинади ва марказга интилувчи куч тезланиши б-н тортиш кучи тезланишини ўзаро тенглаштириб, т = ~~г~ масса ҳисобланади. Қўшалоқ Г.нинг массасини топиш учун спектрдаги спектрал чизиқларнинг силжиши К. ни ўлчаб, массалар маркази атрофида айланиш даври Т хисобланади. Г.нинг ерқинлиги ва массаси орасидаги муносабат қонуни Галактикамиздаги юлдузларнинг мутлақ ёрқинлиги ва массаси орасидаги муносабатга ўхшайди. Агар бирон йўл б-н галактика ёрқинлиги аниқланса, унинг массасини «ёрқинлик — масса» диаграммасидан топиш мумкин. Кузатилаётган Г.дан кўпининг мас-саси 10’— 10й Қуёш массаси т@ га тенг. Агар карлик (митти) системалар ҳисобга олинмаса, ҳар бир галактиканинг ўртача массаси -10» т@ бўлади. Одат-да, Галактиканинг юлдуз ва плазма булутларидан иборат бўлган марказий қуюқ қисмидан газ ва булут кўринишидаги модда катта тезлик б-н отилиб чиқади. Г.дан модданинг отилиб чиқиш тезлиги бир неча ўн км/с, фаол ўзакли Г.да ҳатто бир неча минг км/с га етади. Мас, М82 номли галактика бундан бир неча миллион йиллар илгари портлаган. Ундан ҳар томонга ~1000 км/с тезлик б-н массаси 5-106 М@ га баробар газеимон толалар сочилган. Агар галактикада кучли портлаш рўй берса, у интенсив радиотўлқинлар манбаига айланади; у радиогалактика дейилади. Биздан 170 мгпк узокда жойлашган Оққуш юлдуз туркумидаги «Оққуш А» деб аталувчи радиогалактиканинг радионурланиши оптик диапазондаги нурланишдан 6 марта куп. 1963 й.да ўта юлдуз деб аталган янги объектлар топидди. Ўта юлдуз ҳам радионурланиш манбаи. Бизга энг яқин ўтаюддузгача бўлган масофа 500 мгпк, унинг кўринма равшанлиги 13 т, мутлақ ёрқинлиги энг улкан галактиканикидан ~ 100 баробар катта. Ўта юлдузнинг диаметри жуда кичик — бир ёруғлик йилидан катта эмас. Спектрида газларнинг бир неча минг км/с тезликда тартибсиз ҳаракат қилишига мос келадиган кенг эмиссион чизиқдар мавжуд. Олимлар бундай объектларнинг энергия манбаи ўзак реакцияси бўла олмайди, уларда гравитацион энергия ажралиш ҳодисаси рўй бераётган бўлса керак, деб тахмин қилишади. Салоҳиддин Нуритдинов.
Matn ÖzME'dan o'zgartirişsiz olingan, faqat yozuvi yangi alifboga o'girilgan. Qisqartmalar asl holida. Xato ko'rsangiz — xabar bering.