Galaktikalarning vujudga kelishi - Астрономия - Курсовые работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	21.0KB
Покупки	0
Дата загрузки	09 Октябрь 2022
Расширение	doc
Раздел	Курсовые работы
Предмет	Астрономия

Galaktikalarning vujudga kelishi

Купить

Galaktikalarning vujudga kelishi Reja: I. Galaktikalarning vujudga kelishi jarayoni to’g’risidagi tassavurotlar. II. Galaktikalarning asosiy xarakterisitikalari. III. Galaktikalarning sinflari va spektrlari. Radiogalaktikalar.

I. Galaktikalarning vujudga kelishi jarayoni to’g’risidagi tasavvurotlar Galaktikalar Koinotning «g’ishtlari» hisoblanadi, shu sababli ularning qanday yuzaga kelgani va rivojlanish bosqichlari masalasi astrofizikaning hozirgi kundagi dolzarb muammolaridan biridir. Galaktikalarning vujudga kelish nazariyasida ikkita bir-biriga qarama-qarshi bo’lgan tassavurotlar mavjud: 1) koinot evolyusiyasining boshlang’ich bosqichida avval galaktikalar protoo’tato’dalari shakllangan va ular asta-sekin yuzaga kelgan gravitasion Beqarorlik natijasida bosqichma-bosqich bo’laklarga (fragmentasiyalarga) bo’linib borib, protogalaktikalar yuzaga kelgan va ulardan oqibat natijada galaktikalar vujudga kelgan; 2) Koinotda avval yulduzlar sharsimon to’dalarining protobulutlari paydo bo’lgan va ular asta-sekin birla

Galaktikamizda yulduzlararo muhit va yulduzlar moddasining umumiy mikdorlari nisbati vaqt o’tishi bilan o’zgarib turadi, chunki yulduzlararo diffuz muhitdan yulduzlar paydo bo’ladi va ular o’zlarining evolyusiyalari oxirida oq karliklar hamda Neytron yulduzlarga aylanishlari natijasida muhitini ma’lum bir qismlarini yana yulduzlararo muhitga chiqazib yuboradilar. Shu yo’sinda Galaktikamizdagi yulduzlararo muhit miqdori vaqt o’tishi bilan kamayib borishi kerak. Xuddi shunday hol boshqa galaktikalarda ham kuzatiladi. Yulduzlar qarida modda qayta ishlanishi natijasida Galaktikamiz geliy va og’ir elementlar bilan boyib borgan, buning oqibatida uning kimyoviy tarkibi vaqt o’tishi bilan o’zgarib boradi. Galaktika asosan vodorod gazidan iborat bulutdan yuzaga kelgan deb taxmin qilinadi. Hattoki,

Galaktika sferik tashkil etuvchi qismidagiga nisbatan tekislik tashkil etuvchisidagi yulduzlar og’ir elementlarga boy bo’ladi, chunki sferik tashkil etuvchi qismdagi yulduzlar Galaktika evolyusiyasining boshlang’ich bosqichida, ya’ni yulduzlararo gaz hali og’ir elementlarga kambag’al vaktida shakllanadilar. Bu vaktda yulduzlararo gaz asosan sferik bulut ko’rinishida bo’lgan va markaziga qarab konsentrasiya oshib borgan. Bunda sferik tashkil etuvchi qismda vujudga kelgan yulduzlar ham shunday taqsimotni saqlab qolgan. Yulduzlararo gaz bulutlarining to’qnashishi natijasida ularning tezliklari asta-sekin kamayib borgan, kinetik energiya issiklik energiyasiga aylangan hamda gaz bulutining umumiy shakli va o’lchamlari vaqt o’tishi bilan o’zgarib borgan. Hisoblashlar ko’rsatadiki, tez aylanuvchi

aylanuvchi galaktikalardagiga nisbatan kuchsiz bo’lib, yulduzlararo gazning siqilishiga kam qarshilik ko’rsatadi. Markaziy oblastlardagi katta zichlik tufayli yulduzlararo gaz yulduzlarga aylanib sarflanib ketadi. Natijada sekin aylanuvchi galaktikalar taxminan markazga tomon yulduzlar zichligi tez o’sib boruvchi sfera ko’rinishini olishlari kerak. Bizga ma’lumki, xuddi shunday xususiyatga elliptik galaktikalar ega. Ularning spiral galaktikalardan farqi ham aylanish tezliklari kichikligidadir. Yuqorida aytilganlardan ma’lum bo’ladiki, nima uchun elliptik galaktikalarda yulduzlararo gaz va yulduzlarning boshlang’ich sinflariga xos yulduzlar kam. Shunday qilib, galaktikalarning vujudga kelishi taxminan sferik shakldagi gaz buluti bosqichidan boshlanadi. Bu bulut vodorod gazidan iborat bo’lib

Astronomlar bizning galaktikadan tashqarida ham ko’plab ulkan yulduz sistemalari mavjudligini aniqladilar va bizning Galaktikamizdan farqli ravishda ularga galaktikalarning turdosh nomlarini berdilar. Xabbl uzoqlikdagi eng yorug’ yulduzlarning ko’rinma yulduz kattaligiga qarab aniqlangan galaktikalarning spektrlaridagi chiziqlar spektrlarining qizil tomoniga siljishini topdi. Bu qizilga siljish galaktikagacha bo’lgan masofaga proporsional ravishda ortadi. Dopler effektiga muvofiq, qizilga siljish, manbaning kuzatuvchidan uzoqlashishini ko’rsatadi. Galaktikalarning uzoqlashish tezligi siljishga va binobarin, uzoqligiga proporsional bo’ladi. Galaktikalargacha bo’lagan masofalar bilan tezlik orasidagi kuzatiladigan proporsionallik Xabbl qonuni: υ=HD deb ataladi. Proporsionallik koeffisenti H

Elliptik galaktikalar ko’p uchraydi. Ular ko’rinishidan sharsimon yulduz to’dalariga o’xshaydi, ammo o’lchami jihatdan ulardan ancha marta kattadir. Elliptik galaktikalar tarkibida o’ta gigant yulduzlar ham, diffuz tumanliklar ham yo’q. Galaktikalarning yorqinligi turli-tumandir. Gigant galaktikalarning absolyut yulduz kattaligi taxminan -21 ga teng. Ulardan minglab marta xira, absolyut yulduz kattaligi taxminan – 13 bo’lgan, karlik galaktikalar mavjud. Akademik B.A.Ambarsumiyan 1-bo’lib, spiral va elliptic galaktikalardan ko’pchiligining markazlarida – ularning yadrolarida, juda katta miqdordagi energiyani ajralishini, portlashga o’xshash hodisalar yuz berishini isbotladi. Ko’plab olimlarning fikriga ko’ra: yulduzlar va galaktikalar, vodorod-geliy muhitning ayrim bulutlarga bo’linishidan

diametri 150 ming yorug’lik yiligacha) borgani holda, eng kichiklari bir necha 100 parsekdan ortmaydi. Zamonaviy teleskoplar yordamida rasmga olingan galaktikalarning soni bir necha milliardni tashkil etadi. Biroq ulardan bir qismigina kataloglardan joy olib, tuzilishi o’rganilgan va statistic tahlil etilgan. Galaktikalar tashqi ko’rinishiga ko’ra turli-tuman bo’lsada, ko’pchiligi ba’zi o’xshash tomonlarini inobatga olib, bir necha turga ajratish mumkin. Birinchi bo’lib, 1925-yilda astronom E Pabbi galaktikalarning tashqi ko’rinishlariga ko’ra, quyidagi uchta sinfga bo’lishni taklif etdi: elliptic (E), spiral (S) va noto’g’ri (Irr) galaktikalar. Elliptik galaktikalar, tashqi ko’rinishi ellips yoxud doira ko’rinishiga ega bo’lgan galaktikalardir. Bunday galaktikalar uchun xarakterli xususiy

bo’ladi. Galaktikalarning tashqi ko’rinishi uning yoshi bilan bog’liq bo’lib, galaktikalar evolutsiyasining ma’lum bosqichiga mos keladi. Galaktikalrning spektri . Galaktikamizdan tashqi tumanliklarning spektri yulduzlarning spektrini eslatib, yutilish chiziqlaridan tashkil topadi. Ular tarkibiga ko’ra, A, F va G sinflarga kiruvchi yulduzlarning spektridan, faqat ayrim gaz tumanliklarining spektrlarida uchraydigan, emission chiziqlarning borligi bilan farq qiladi. Noto’g’ri galaktikalarning spektri A va F spectral sinflarga, spiral galaktikalarniki F va G sinflarga va, nihoyat, elliptic galaktikalarniki G va K sinflarga kiruvchi yulduzlarning spektrini eslatadi. Radiogalaktikalar . So’nggi 40 yil ichida 10 mingdan ortiq diskret radionurlanish manbalari ochilib, ularning ro’yxatlari tuzildi

galaktikalarning soni tushuniladi. Ushbu muammo birinchi marta 1934 yilda E. Xabbl tomonidan, 2,5 metrlik reflektorda 1283 – uchastkada yulduz kattaliklari 20 m gacha bo’lgan ob’ektlar tushirilgan fotorasmlarni tahlil qilish orqali bajarilgan. Habbl shu yo’l bilan 1 kvadrat gradusli maydonda 20 m gacha ravshanlikdagi 131 galaktika to’g’ri kelishini aniqladi. Butun osmon sferasiga (u hammasi bo’lib 41253 kv. gradusni tashkil qiladi) to’g’ri keladigan galaktikalar soni esa 5,4 x 10 6 ga teng bo’lib chiqdi. Dunyodagi eng yirik teleskop yordamida 24 yulduz kattaligigacha obyektlarni (jumladan, galaktikalar ham) ko’rishh mumkinligiga e’tibor qilinsa, unda butun osmon sferasida 1,4 milliard galaktikani kuzatish mumkinligi aniqlandi. Habbl, shuningdek, barcha yo’nalishlar uchun galaktikalarning f

Vilson observatoriyasining xodimi Edvin Xabbl o’z davrida dunyoda eng yirik hisoblangan 2,5 metrli teleskopda keyinchalik mashhur bo’lib ketgan “tumanliklar”ni (galaktika ushanda shunday nomlanar edi) o’rgandi. Kuzatuv va tadqiqotlari natijasi o’laroq Xabbl 2 ta ajoyib dalilni qo’lga kiritdi. Xabbl diagrammasini tuzdi (yoki endilikda ataladigan Xabbl qonuni) va tarixda ilk bor galaktikalar tasvifi (u Xabbl – Kamerton diagrammasi ham deb yuritiladi). Bu kashfiyotlar “tumanliklar”ning nogalaktik tabiatga ega ekanini uzil-kesil isbotladi va hozirgi nogalaktik astronomiyaga poydevor qo’ydiki, bu fan oradan yarim asr o’tgach kvazarlarni kashf etishga muvaffaq bo’ldi. Ilk kvazarlar 1960 yili optic diapazonda sust yulduzsimon ob’ektlar bilan mos keluvchi manba sifatida aniqlangan. Kvazar so’zinin

nurlanish ulushi asta kamaya boradi. Kvazarlar nurlanish bo’yicha Koinotda eng kuchli ob’ekt hisoblanadi. Kvazarlarning nurlanish (yorituvchanlik” quvvati kuzatish uchun maqbul bo’lgan radioto’lqinlardan to rentgen to’lqinlarigacha energiyalar diapazoni ayrim hollarda energiyalar gamma diapazonlarning umumiy quvvati ~10 46 -10 47 erg/s gacha etadi. Zamonaviy astronomic uskunalarda kuzatilishi mumkin bo’lgan eng uzoq ob’ektlar aynan kvazarlardir. Ular bamisoli Metagalaktika – Koinotning kuzatiladigan sohasining chegaralarini belgilaydi. Eng uzoq kvazarlargacha bo’lgan masofa minglab megaparseklarni tashkil etadi. Ulardan yorug’lik bizga milliard yillar davomida o’tib keladi. Kvazarlarning yaqin qo’shnilari Seyfert galaktikalari va blazarlardir. Blazarlar (ilgari latsertidlar yoki BL Lac tip

Adabiyotlar 1 . Sattarov I., “Astrofizika”, I-qism, Toshkent 2007 2 . Нуритдинов С.Н. Сомон Йули физикаси, Т. 1989 3 . Космология, http://cosmo.labrate.ru/ . 4 . Нуритдинов С.Н. Галактикалар физикаси асослари, Т., 2002 5 . Бойдадаев А. Табиат кучлари ва олам эволюцияси, Т., 1996

Купить

Похожие документы
Faxriy yorliq
Olamning yagona fizik manzarasi
Fazoda tekislik va ularga doir metrik masalalar
Quyosh sistemasi. Quyosh sistemasi va yer. Yerning geografik qobiqlari hamda tiriklik belgilari
Somon yo’li - shimoliy qutbi