Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi - Педагогика - Презентации

Информация о документе

Цена	3000UZS
Размер	6.0MB
Покупки	0
Дата загрузки	07 Ноябрь 2026
Расширение	ppt
Раздел	Презентации
Предмет	Педагогика

Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi

Купить

Reja:
1. Galaktika tuzilishi , yulduzlarning xususiy harakati
2. Galaktikamizning vujudga kelishi va uning dinamikasi
3. Galaktikalarning ochilishi . Bizning galaktika
4. Galaktikalarning fizik xususiyati
5. Radiogalaktikalarning strukturasi, nurlanish aktivligining o’zgarishi
6. Galaktikaning tuzilishi va tarkibi Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasiKoinotning tuzilishi va evolyutsiyasi
www.arxiv.uz

Galaktika tuzilishi, yulduzlarning xususiy harakatlari
Quyosh va yulduz sistemalari, yulduzlararo chang va gaz, atom va kosmik
zarachalardan iborat ma’lum strukturali o’zaro dinamik bog’liq sistemaga Galaktika
deyiladi. Katta teleskoplar yordamida aniqlanishicha, 75 mlnga yaqin Galaktikaga o’xshash
sistemalar mavjudligi ma’lium. Ularga Galaktikadan tashqari tumanliklar yoki Galaktikalar
deyiladi. Galaktika umumiy ko’rinishi va katta – kichikligi jihatidan mashhur Andromeda
tumanligi bilan bir xil. Quyosh sistemasi Gallaktika ichida bo’lganligidan biz uning
umumiy ko’rinishini bevosita to’la tassavur qila olmaymiz. Gallaktika shaklini dastlab uch
o’qli Ellinsond deb qabul qilish mumkin. Uning simmetriya tekisligi - galaktik tekisligi
taxminan Somon yo’lining o’rtasidan o’tadi. Gallaktik tekisligi osmon sferasi bilan osmon
ekvatoriga 62 0
burchak ostida og’gan holda kesishib Galaktik ekvatorni hosil qiladi. Undan
90 0
uzoqlikda joylashgan nuqtalar Galaktika qutublari deyiladi. Shimoliy qutubning
ekvatorial kordinatalari
=12 h
49 m
, =+27 0
.4.
Galaktika shimoliy qutibdan qaralganda Galaktika markazi yo’nalishidan boshlab soat
milining harakat yo’nalishiga teskari yo’nalishda galaktik ekvator bo’ylab hisoblanadigan
hamda yoritgich va Galaktika qutbidan o’tuvchi katta aylanaga bo’lgan burchakli masofa
galaktik uzunlama deyiladi va l harfi bilan belgilanadi. Yoritgichning galaktik ekvatordan
burchakl;I balandligi uning Galaktik kenglamasi deyiladi va b harfi bilan belgilanadi. ( l ,
b. ) gallaktik koordinatalar sistemasi deyiladi.
Osmon sferasining har xil yo’nalishdagi maydonchalarida turli ravshanlikdagi
yulduzlarning sonini hisoblash, yulduzlarning to’da – to’da bo’lib joylashishlarini
tekshirish, infraqizil va radiato’lqinlarni kuzatish usullari yordamida Galaktikada
materiyaning taqsimlanish qonunlari o’rganiladi. www.arxiv.uz

Galaktikadagi turli – tuman ob’ektlar ularning joylashishiga qarab uch turga
bo’linadi. Galaktik tekislikda yaqin joylashgan jismlarni tekislik tashkil etuvchilar,
Gallaktika qutublariga yaqin va uni har tomonlama o’rab turuvchi jismlarni sfera
tashkil etuvchilar deyiladi. Qolgan boshqa jismlar oraliq tashkil etuvchilarga kirgan
har xil obektlar qism sistema deyiladi. Galaktikada markaziy qism diametrik – 1,3
kns bo’lgan yadro mavjud. Ya droni chang, gaz tumanliklari o’rab turganligi va
yulduzlar ko’p bo’lganligi sababli uni antiqaviy asboblar yordamida qurib
bo’lmaydi. Ya droning o’rtacha zichligi quyosh atrofidagi yulduzlar zichligidan
taxminan ikki barobar ortiq. Markaziy qism kuchli radionurlanishga ega bo’lib,
yadroning fizikaviy tabiati haqida ma’lumotlar asosan ana shu radionurlanishni
kuzatish yordamida olinadi.
Osmon sferasida yulduzlar vaziyati o’zgarib turadi. Uning asosiy sababi
presesiya, nutasiya, aberrasiya yillik paralloks va yulduzning fazodagi harakatini
osmon sferasiga proyeksiyasidir. Yu lduzlarning o’ziga xos harakati bilan bir yilda
o’tgan yilni osmon sferasiga praeksiyasi yulduzning hususiy harakati ( M )
deyiladi. Hususiy harakatni aniqlash uchun yulduz vaziyatlari haqida ma’lumot
beruvchi va bir – biridan 20 – 30 yil yoki undan ortiq vaqt farqi bilan tuzilgan
yulduz jadvallarini solishtiriladi. Masalan, biror yulduzning ekvatorial
koordinatalari T
1 - va T
2 – yillarda ( a
2 , b
1 ) va ( a
2 b
2 ) ekanligi aniqlangan bo’lsin.
www.arxiv.uz

Galaktikaning vujudga kelishi va dinamikasi He H H   2 2
Hozirgi zamon tasavvuriga ko’ra koinot boshlang’ich rivojlanish paytida siyraklangan gaz bilan to’la
bo’lgan Gravitatsion ta’sir tufayli quyuqlanish sohalar paydo bo’lgan bu quyuqlanish sohalar alohida
massaga ega bo’lgan bulutlarni hosil qilgan ayrim bulutlar aylanish momentiga ega bo’lib markazga
tomon yanada quyuqlana borgan, bulardan keyinchalik spiralsimon galaktikalar paydo bo’lgan ayrimlari
deyarli amalda aylanmagan. Bular elliptik galaktikalar hosil bo’lishiga olib kelgan markaziy
quyuqlanishiga ega bo’lmay aylanish momentiga ega bo’lgan bulutlar noto’g’ri galaktikalar hosil
bo’lishiga olib kelgan.
Galaktikalar aro chang bulutlari geliy va vodoroddan iborat boshlangich bo’lib ular
yemirilish natijasida o’z markaziga tomon quyuqlanishni hosil qilgan.
Bunday quyuqlanishlarning tezligi 250 km / s ga ega bo ’ lib harakati tartibsiz bo ’ lgan ulardan
sharsimon 1- avlod yulduz to ’ dalari paydo bo ’ lgan bular galaktikada sistemachalarni hosil qilgan . Tez
yulduz galaktikalari va sharsimon to ’ dalar galaktikamiz atrofida aynan hozirgi manzarani hosil qilgan .
Undan so ’ ng galaktikaning massif yoki missif emasligiga bog ’ liq ravishda har xil yo ’ nalishlar
bo ’ ylab harakatlangan massif galaktikalarda evolyutsiya tezroq boradi . Agar aylanish momenti katta
bo ’ lsa Sb Galaktikalar nisbatan pastroq bo ’ lsa , Sb Galaktikalar kichik bo ’ lsa Sa Galaktikalar paydo
bo ’ lgan .
Bizning Galaktikamiz misolida spiral galaktikalarning mumkin bo’lgan evolyutsiyasini qarash
mumkin. Yu lduzlarning 1-avlodi har xil yashash davriga ega. Kichik massali yulduzlar hozir ham mavjud
massaga kattaroq bir necha Quyosh massasiga ega bo’lgan yulduzlar o’z hayotini tezroq yashagan
yulduzlar qancha massif bo’lgan modda uning markaziga qarab shuncha siqiladi. Siqilish darajasiga
bog’liq ravishda markaziy qismida harorat shuncha yuqori bo’ladi. Chunki siqilgan moddalar termoyadro
reaksiyasi shuncha tez ketadi. Ularning quvvati shuncha yuqori 10 15
, 10 16
K yadro yoqilg’isi tezroq yonadi
va bunday yulduzlar o’zi bilan (yulduzlar) og’ir elementlar bilan boyitiladi, va massasi bunday yulduzlar
o’zidan modda chiqarib turadi. Ular yerdagi kuzatuvchiga o’ta yangi yulduzning chaqnashi bo’lib
ko’rinadi. www.arxiv.uz

Spiral Galaktika massif bo’lsa tortishish kuchlari shuncha spiralni kuchliroq tortadi.
Shuning uchun massif Galaktikalarda ingichka. Ularda yulduz ko’proq gaz kamroq bo’ladi.
M31 Galaktikada spiralning qo’llari juda ingichka, M33 tumanlikda esa o’rtacha o’lchamga
ega bo’lgan qo’llar kuzatiladi, tipiga bog’liq ravishda spiral Galaktikalarning yulduzlari har
xil hosil bo’lish tezligiga ega, eng katta tezlik Sc tipidagi Galaktikada elliptik yulduz
sistemalarda evalyutsion jarayon sodda bo’lish kerak chunki ularda modda yuqori aylanish
momenti va magnit maydonga ega emas. Shunga ko’ra bunday sistemada gazning hammasi
sferik sistemalarning yulduzlar hosil bo’lishiga olib keladi.
Elliptik Galaktikalarda yulduz bo’lish surati o’ta yangi yulduzlar chiqayotgan gazning
miqdoriga bog’liq. Yu lduzlar yuqotgan gazning yillik miqdori massasi 10 11
Galaktikalarga
kelib tushadigan yulduzlarning massasi 0,1m
0 bo’ladi. shuningdek hisoblashlar shuni
ko’rsatadigan elliptik Galaktikalarning markaziy qismi, yosh yulduzlardan iborat, bo’lganligi
sababli chekkasiga qaraganda havo rangliroq bo’ladi.
Xulosa qilib aytganda sonli Galaktikalardagi har xil ravshanligining, evolyutsiyasining
yorug’lik bir necha milliard yilda kelayotgan, undan juda (yuqori) uzoq va yaqin joylashgan
yulduzlarning taqqoslash yo’li bilan solishtirish mumkin.
Galaktikamiz paydo bo’lishi va dinamikasi haqida gapirar ekanmiz – yulduzlar
tug’ulgunga qadar bo’lgan uning holatini protoyulduzlar deb ataganimiz kabi, hali malum
turdagi galaktika holiga yetib kelmagan, boshlang’ich gazsimon tumanlikni qisqacha
protogalaktika deb atashga kelishib olaylik.
www.arxiv.uz

Oxirgi o’n yil ichida kuzatuvlar orqali qator yangi ma’lumotlar qo’lga kiritildi. Masalan,
Galaktikamiz tarkibi, massasi va boshqa parametrlari bo’yicha u turlicha bo’lgan alohida kampanentlar
– yadro, balj, disk, galo, toj kabilar yig’indisidan iborat ekanligi ma’lum bo’ladi. Og’ir elementlar
miqdori galadagi yulduzlar tarkibida juda kam, tekislik tashkil etuvchi qismyulduzlarida esa, aksincha,
ko’p miqdorda ekan. Quyosh o’rin olgan joyda gardishsimon qatlam aylanishining chiziqli tezligi
galoning aylanish tezligidan 5 – 6 marta kattaligi ma’lum bo’ldi va h.k.
Nazariy tadqiqotlarga ko’ra, protogalaktikaning siqilishi boshlanishi bilan gravitatsion beqarorlik
natijasida undan turli quyuqlanishlar va bo’laklar vujudga kelib, ular massasi    m8 7 10 10 3
oralig’ida bo’lishi mumkin. Bu bulutlar markaz tomon osongina tushib borib, ba’zilari bir –
birlari bilan o’z xususiy harakatlari tufayli to’qnashib ketadilar. To’qnashish natijasida paydo
bo’lgan yangi bulutlar yulduzlar tug’ulish yanada tezroq sodir bo’ladi. Buning oqibatida birinchi
yulduzlar va ularning to’dalari tug’ila boshlaydi. Protogalaktika evolyutsiyasi davrida eng katta
bo’lgan yulduzlarning hayot yo’li juda qisqa ekanligini biz yaxshi bilamiz. Ularning markazida
termoyadro reaksiyalari tugagandan so’ng yangi yulduz portlashi ro’y beradi. O’ta yangi yulduzlar
tufayli esa protogalaktika gazining tarkibida og’ir elementlar miqdori keskin ravishda oshib ketadi.
Shuning uchun kamroq vujudga keladi yulduzlar tarkibida qator og’ir metallar hamda azot, kislorod,
uglerod kabi elementlar nisbatan ko’proq bo’ladi. Bu elementlar protogalaktika siqilish davrda uning
markazi tomon yig’ilib borishga intiladi.
Demak, Galaktikamizning markaziy qismlariga yaqinlashganimiz sari uchraydigan yulduzlar
tarkibida o’g’ir elementlar miqdori oshib borishi kerak. Galaktikamiz evolyutsiaysi va dinamikasini
o’rganishda nazariy tatqiqotlar mihim rol o’ynaydi. Sababi shundaki, uning tarkibiy qismlarida yirik
masshtabda biror dinamik jarayon sodir bo’lishi uchun eng kamida bir necha o’n million yil kerak.
Amaliy astrofizika yoki boshqa kuzatuv metodlari yordamida bunday jarayonlarini bevosita
o’rganishning hech qanday imkoniyati yo’q. lekin, ko’pincha, nazariy tekshirishlar natijasi to’g’ri
yoki hato chiqqanini eng oxirida kuzatuvlar bilan solishib aytib berish mumkin.
www.arxiv.uz

Galaktikamiz evolyutsiyasiga bog’liq holatlarini, spiral tarmoqlar muammosini va qator kuzatuv
natijalarini tekshirib hal etishda, uning o’zini hamda tashkil etuvchi qismlarning muvozanat va
nostatsionar hollaridagi modellarini nazariy ravishda tuzish, har birining dinamikasini va turg’unlik
masalasini alohida o’rganish talab qilinadi. Bu ilmiy ishlar oxirgi yo’llar mobaynida Toshkent Davlat
Universitetining astronomiya kafedrasida ham keng ko’lamda olib borilmoqda. Qo’lga kiritilgan
muhim natijalardan bazilarini aytib o’tadigan bo’lsak, birinchi o’rinda Galaktikamizning turlitashkil
etuvchi qismlarining modeli va evolyutsiyasi bosqichi to’g’risida to’xtatib o’tish kerak.
Umuman olganda, kuzatilayotgan yulduz sistemasining yoki uning nazariy ravishda tuzilgan
noto’g’ri modellarining evolyutsiya bosqichi qanday holatda ekanligini bilish katta ahamiyatga ega.
Buni aniqlash uchun bevosita kuzatuv yordamida yoki nazariy hisoblashni ham qo’llab hisoblash
topish mumkin bo’lgan parometrlarini o’rganilayotgan masalaga bog’lash lozim. Indikatorlik rolini
bajaruvchi bunday parametrlar sifatida, masalan, gravitatsion sistema “zarra” larning ko’rinma
(radial) va ko’ndalang (unga perpendikulyar) yo’nalishlardagi tezlik dispersiyalari nisbatini olib,
“tezliklar anizotropiya” parametrini qo’llash mumkin. Undan tashqari sistemaning kinetik va
gravitatsion energiyalari nisbatini olsak, uni “vizual parametr” deyish mumkin. Sistema turgan
holatga erishganida uning qiymati aniq ½ ga teng bo’lib, qolgan hollarda undan kichik yoki katta
bo’lishi kerak.
Turli fizik sistemalar qatorida Galaktikamiz va uning asosiy tashkil etuvchi qismlari ham o’z
evolyutsiyasini oqibatida ma’lum darajada turg’un yoki muvozanat holdagi holatga intiladi. Bu
holatga intilish jarayoniga reaksiya deyiladi. Masalan. Laboratoriyadagi havo gazi reaksiyasi uning
molekulalari to’qnashuvi natijasida ro’y berib, bunda ular energiyasi muvozanat taqsimotiga erishadi.
Malumki, bir necha o’n milliard yulduzdan tashkil topgan sistemaning erkinlik darajasi nihoyatda
katta. Bunday sistemaning dinamikasini o’rganish ham
shunga yarasha ancha og’ir masaladir.
www.arxiv.uz

Galaktikalarning ochilishi. Bizning GalaktikaGalaktikalarning ochilishi. Bizning Galaktika

X asrning boshlariga qadar Koinot, bizning yagona yulduzlar sistemamiz — Galaktikamiz bilan
chegaralangan degan fikr hukm-ronlik qilardi. Keyinchalik olimlar, Galaktikamizdan tashqarida yana
ko'p yirik yulduz sistemalari mavjud degan fikrga keldilar. Uzoqdagi bunday yirik yulduz sistemasi
tumanlik shaklida bo'lishini anglagan astronomlar, birinchi navbatda, ularni osmonning turli
tomonlaridan joy olgan tumanliklardan izladilar.
Bunda ko'pchilik tumanliklar yulduzlardan tarkib topmaganligi spektrlaridagi emission (nurlanish)
chiziqlari tomonidan oshkor qilinib, ular aslida yulduzlararo diffuz gaz tumanliklar ekanligi ayon bo'ldi.
Biroq shu bilan birga olimlar spektrlari yulduzlarning spektriga o'xshash o'nlab yulduzlarning yirik
to'dalarini ham topdilar. Bularning tipik vakili Andromeda tumanligi edi.
Unda spiral strukturali yenglar ham kuzatilib, bu tashqi galaktikalardan biri ekanligiga shubha
qolmadi.
Andromeda yulduz turkumida joylashgan bu tumanlik Galak tikamiz chegarasidami yoki undan
tashqaridagi mustaqil galaktika ekanligini aniqlash uchun ungacha masofani aniqlash zarur edi. Bu
muammoni XX asrning 20- yillarida amerikalik astronom E.Habbl hal qildi. Galaktikamiz dunyoga kelganda nostatsionar harakterga ega bo’lgani aniq. Bu nostatsionar
sistemada bir qancha yulduz to’plamlarining kolektiv harakati, ularning o’zaro va gaz bulutlari bilan
murakkab ta’siri vujudga kelib natijasida jo’shqin reaksiya jarayoni yuz beradi. Bu reaksiya oqibatida
galaktika dastlabki doimiy kuchlar maydonida statsionar holatga intiladi. Bu davr ichida uning spiral
tarmoqlari paydo bo’lib, gaz moddasining massasi juda oz qoladi.
Protogalaktika dinamikasi muammosiga qaytib kelib, ohirgi tatqiqotlar haqida qisqacha
to’xtalib o’tamiz. Kuzatuvlarga ko’ra, qismlarining yoshlari orasidagi farq bir necha milliard yilga teng.
Bu ma’lumotga va Galaktikamiz turli qismlar yig’indisidan iborat ekanligiga asoslanib, Rostov
universitetida ishlovchi A.A.Suchkov rahbarligidagi astrofiziklar gruppasi protogalaktikaning yangi
“qaynoq” modeli taklif etdilar.
www.arxiv.uz

Galaktikamizning «belbog'i» hisoblanmish — Somon Yo 'li.
U ko'zgusining diametri 2,5 m li reflektordan Andromeda tumanligini
kuzatib, unda ba'zi yulduzlarni, jumladan, Sefeidlarning aniq tasvirini ko'rdi. U
sefeidlarning davri asosida tumanlikkacha masofani aniqladi. Bu masofa shu
qadar katta chiqdiki, bundan olim, ushbu tumanlik Bizning Galaktikamizga
hech daxli bo'lmagan alohida mustaqil yulduzlar sistemasi — galaktikaligini
darrov fahmladi.
Endi, Quyoshimizni bir yulduz sifatida o'z ichiga olgan, o'zimizning
yulduzlar sistemamiz — Galaktikamiz ustida to'xtalaylik.
www.arxiv.uz

Tunda qorong'i osmonga qarasak, butun osmon bo'ylab cho'zilgan yorug' — somon to'kilgan
yo'lni eslatuvchi va yoshligimizdan bizga kattalar Somon Yo'li deb tushuntirgan tasmaga ko'zimiz
tushadi. Haqiqatan ham, bu Galaktikamizning yulduzlar nisbatan zich joylashgan «belbog'» qismi
hisoblanib, osmon ekvatori tekisligi bilan 62 gradusli burchak tashkil etadi.
Somon Yo'li bo'ylab kuzatilsa, uning hamma qismining kengligi bir xil emasligi ma'lum
bo'ladi. Oddiy dala durbini yoxud kichikroq teleskopdan Somon Yo'liga qaralgandayoq, u g'ij-g'ij
yulduzlardan tashkil topganini ko'ramiz, faqat uning ayrim qismlarida yulduzlar deyarli
ko'rinmaydi. Buning sababi, Somon Yo 'lining shu qismida joylashgan chang bulutlar bo'lib,
ularning ortida joylashgan yulduzlarning nurlanishlari bu bulutlarda butunlay yutilib, bizga
ko'rinmay qoladi. Osmonda ko'rinadigan barcha yulduzlar Galaktikamizning tarkibini tashkil
qiladi.
Bizning Quyosh ham (bir oddiy yulduz sifatida) shu ulkan yulduzlar sistemasining a'zosi
bo'lgani uchun biz uni Bizning Galaktikamiz deb nomlaganmiz. Galaktikamizga kiruvchi yulduz
larning asosiy qismining fazoda egallagan shakli qavariq linza ko'rinishiga o'xshaydi.
www.arxiv.uz

Bunday ko'rinishdagi Galaktikamizning diametri salkam 100 ming yorug'lik yiliga, qalinligi esa 7
ming yorug'lik yiliga tengdir. Quyosh sistemasi Galaktikamizning markazidan uning radiusining 2/3
qismiga teng masofada (33 ming yorug'lik yili) joylashadi (2- va 3- rasmlar). Agar Galaktika miz
diskiga (ya'ni Somon Yo 'li tekisligiga) tepadan turib, boshqacha aytganda, uning tekisligiga tik
yo'nalish tomonda turib qaralsa, Galaktikamiz markazdan spiral ko'rinishda tarqaluvchi va soat
mayatnigi prujinasini eslatuvchi yenglar ko'rinishini oladi (3- rasmga qarang). Quyosh sistemasi
tomondan qaralganda, Galaktikamizning markaziy yadrosi Qavs yulduz turkumiga proyeksiyalanadi.
Hisob-kitoblar, Galaktikamizda 150 mlrd ga yaqin yulduz borligini ma'lum qiladi. Yu lduzlar
Galaktikamizning asosiy qismini tashkil qiladi. Biroq bu degan so'z, u faqat yulduzlardan tuzilgan
degani emas, unda yulduzlardan tashqari yulduzlarning turli sistemalari (karrali yulduzlar, yulduz
to'dalari va g'ujlari), yulduzlararo gaz va chang muhit (bulutlar va tumanliklar), kosmik nurlar,
vodorod atomlarining gazlari va boshqalar uchraydi. Maxsus kuzatishlar esa yulduzlarning ulkan bu
to'dasi, jumladan, gaz va chang tumanliklar Galaktikamiz markazi atrofida Galaktikamizda yulduzlar
faqat yakka holda uchramay, o'zaro dinamik bog'langan holda qo'shaloq, uchtadan, to'rttadan va
nihoyat juda ko'p sonli — yuzlab, minglab to'da shaklida ham uchraydi. O'nlab yulduzlardan bir necha
minggacha yulduzlarni o'z ichiga olib, o'zaro dinamik bog'langan yulduzlarning sistemalari yulduz
to'dalari yoki g'ujlari deb yuritiladi.
Tashqi ko'rinishiga ko'ra yulduz to'dalari ikki guruhga — sochma va sharsimon to'dalarga
bo'linadi. Sochma yulduz to 'dalari bir necha o'n yulduzdan bir necha minggacha yulduzlarni o'z ichiga
olgani holda, sharsimon to'dalar o'n mingdan yuz ming
gacha yulduzlarni o'z ichiga oladi.
Galaktikamizda 800 ga yaqin sochma yulduz to'dalari bo'lib, ularning diametri 1,5 parsekdan 20
parsekkacha boradi. Sochma yulduz to'dalarining yaxshi o'rganilgan vakili — Savr yulduz
turkumidagi Hulkar deb nomlangan to'da bo'lib, Quyosh sistemasidan o'rtacha 130 parsekli masofada
joylashgan.
Boshqa bir sochma yulduz to'da — Giadlar esa bizdan salkam 40 pk li masofada yotadi.
www.arxiv.uz

Sharsimon yulduz to'dalari sochma yulduz to'dalaridan kimyoviy tarkibi bilan farqlanadi.
Xususan, sochma yulduz to'dala rining spektrida og'ir elementlarning miqdori 1 - 4 protsentni
tashkil qilgani holda, sharsimon to'dalarda atigi 0,1-0,01 prot
sentni tashkil qiladi. Bunday hol
ma'him galaktikada sharsimon va sochma yulduz to'dalarining paydo bo'lishida turlicha sharoit
mavjud bo'lganidan dalolat beradi. Shuningdek, bu sharsimon to'dalar hali og'ir elementlarga
boyib ulgurmagan sferik shakldagi protogalaktik gaz tumanligidan paydo bo'lgan degan ilmiy
gipotezaning tug'ilishiga sabab bo'lgan.
Hulkar deb nomlangan
yulduzning sochma to’dasi
Yu lduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taqsimlanmaganini sezish mumkin.
Buning asosiy sababi, ayrim — yulduzlar kam kuzatiladigan sohalarda nurlanishni kuchli yutadigan
yirik chang materiyaning borligidir.
www.arxiv.uz

Mashhur “Ot boshi” deb ataluvchi chang tumanlik.
Yu lduzlararo bunday nurlanishni kuchli yutuvchi materiyaning borligini bundan yuz yildan
ko'proq vaqt oldin taniqli astronom Y. V. Struve bashorat qilgan edi. 1930-yillarda yulduzlararo
bunday muhitning mavjudligi uzil-kesil tasdiqlandi.
Bunday nurlanishni kuchli yutuvchi chang muhitining borligiga Janubiy Krest yulduz
turkumida proyeksiyalanadigan «Ko'mir qopi» va Orion yulduz turkumida joylashgan «Ot boshi»
tumanliklari yorqin misol bo'la oladi (5- rasm). «Ko'mir qopi» qora tumanligi bizdan 150 pk
masofada, o'lchami 8 pk ga yaqin Somon Yo'lidagi tu manlik bo'lib, uning burchak o'lchami 3° ni
tashkil etadi. Teleskop bilan kuzatilganda uning ko'rish chegarasida kuzatiladigan xira yulduzlarning
soni tumanlikdan tashqarida shunday maydonda kuzatiladigan yulduzlar sonidan taxminan 3
martacha kam chiqadi. Bundan «Ko'mir qopi» undan narida joylashgan yulduzlarning nurlanishlarini
yutib, ularning nurlanishlarini qariyb 3 marta kamaytiradi. degan xulosa kelib chiqadi.
www.arxiv.uz

Galaktikada bunday tumanliklar ko'p bo'lib, xususan, Oqqush yulduz turkumidan
boshlanib, Burgut, lion, Qavs va Aqrab yul duz turkumlarigacha cho'zilgan chang
tasmasi, Somon Yo'lining bu qismida yulduzlarning bizdan «yashirib», unda ulkan
qora ayrilikni vujudga keltirgan. Ayniqsa, Galaktika markaziga tomon yo'nalishda
(Qavs yulduz turkumi tomonida) qora tumanlik juda quyuq bo'lib, biz uchun qiziq
sanalgan Galaktikamizning markaziy quyulma qismini ko'rishni qiyinlashtiradi.
Yu lduzlararo fazoda nurni yutuvchi bunday moddaning borligi, yana bir hodisa —
nurning yulduzlararo qizarishi bilan tasdiqlangan. Bu hodisani miqdor jihatidan
xarakterlash uchun, butunlay tiniqmas holatda bo'ladi. Shuning uchun ham Galaktika
tekisligida yotgan neytral vodorod harakatsiz holda bo'lganda, uning 1 kpk li
masofadan, ya'ni Galaktika radiusining 6 protsent qismidan narida ko'rishning iloji
yo'q. Biroq bu faqat Galak
tika markazi va unga qarama-qarshi yotgan yo'nalishlar
uchungina o'rinli bo'lib (chunki bu yo'nalishlarda harakatlar qarash chizig'iga
perpendikular yo'nalishda bo'lib, uning radial tashkil etuvchisi nolga teng bo'ladi),
qolgan barcha yo'nalishlarda, Galaktikaning aylanishi tufayli, turli obyektlarning nuriy
tezliklarining farqi masofaning ortishi bilan ortib boradi. Shuning uchun ham
Galaktikaning nuriy tezligining ma'lum qiymati bilan xarakterlanadigan turli sohalari
o'rganilayotgan to'lqin uzunligining doplercha siljishi tufayli 21 sm li to'lqin
uzunligidan sal uzunroq va sal qisqaroq «xususiy» to'lqin uzunligi bilan nurlanadi.
Har bir to'lqin uzunligiga mos radiospektr chizig'ining profili Galaktikamiz
differensial aylanish effektining kattaligiga mos masofada gaz zichligi haqida
ma'lumot beradi.
www.arxiv.uz

Galaktikalarning fizik xususiyatlari.
Galaktikalar bir – biridan faqat shakli bilan farq qilsa bitta sinfga ( E yoki S) kiradiganlari esa
o’lchamlari, massalari, yorqinliklari va boshqa fizik ko’rsatkichlari bilan farq qiladi.
Yu lduzlarda ko’rganimizdek, bir sinfga kiradigan galaktikalarning fizik ko’rsatkichlari
orasida bog’lanishlar bo’lishi kerak chunki galaktikani tashkil etgan yulduzlar bir – biri bilan
kuch vositasida bog’lagan va bir – biriga ta’sir ko’rsatadi. Galaktika tarkibiga kiradigan barcha
yulduzlar, ular orasida joylashgan gaz va chang modda umumiy maydonda harakat qiladi.
Galaktika ma’lum shaklga ega va o’z o’qi atrofida aylanadigan yaxlit material muxit
deb hisoblanadi va unga umumiy fizik ( aylanish) qonunlar qullanishi mumkin. Yu qorida
galaktika misolida ko’rganimizdek, boshqa galaktikalar ham o’zak atrofida aylanadi. S va E
sinfidagi galaktikalar moddasining asosiy qismi ularning o’zagida joylashgan. O’zakda modda
zichligi galaktika markazi tomon ortib boradi va o’zak markazida maksimal qiymatga yetadi.
Bunday tizimga kiradigan va uning yashqi qismlaridagi yulduzning xarakati massa markazi
atrofida aylanadigan jismning harakat qonunlariga ( Kenler qonunlari) bo’ysunishi kerak.
Bunda Kepler qonunlari qullanilishi va markaziy galaktika o’ziga massaning fizik
ko’rsatkichlari hisoblanish mumkin.
Galaktikalarning burchak va chiziqli o’lchamlari.
Galaktikaning burchak kattaligi uning tasvirini o’lchashdan topiladi. Ko’pchilik
Gallaktikalar( S
1 I
r ) keskin chegaraga ega bolmaganligi uchun tasvirlarining ko’ndalang kesimini
o’lchash ma’lum qiyinchiliklar va noqilayliklarga olib keladi. Masalan ; tasvirning kattaligi
suratga olishdagi ekispazitsiya vaqtiga bog’liq . Katta ekispazitsiya bilan olingan tasvirlarga
galaktikaning tashqi xira qismlari ham chiqadi, kichik ekispazitsiyalarga esa faqat uning yorug’
qismining tasviri hosil bo’ladi. Shuning uchun galaktikalarning o’lchamlari xatolik bilan
o’lchanishi mumkin.
www.arxiv.uz

Radiagalaktikalarning strukturasi va nurlanish aktivligining
o’zgarishi
Ba’zi galaktikalar, boshqa galaktikalardan juda kuchli simerotron radionurlanishi bilan ajralib
turadi, semeratron radionurlanish, katta tezlikda harakatlanuvchi elektronlarning magnet maydon
bilan o’zaro ta’sirlashish natijasida vujudga keladi. Bunday galaktikalarni radiogalaktikalar deyiladi.
Radiogalaktikalardan biri Oqqush A dir. Bu kuchli deskret radionurlanish manbai hisoblansdi. Bu
manba joylashgan osmon qismida yorug’ gallaktika mavjud emas. Radiogalaktikaning
radiodiapazonda kuchli nurlanishiga Amerika astranomlari Baadi va Minkovskiylarning taxminlari
quyidagicha jovob beradi. Oqqush A manba - bu ikkita spiral galaktikalarning to’qnashishlari
natijasida yulduzlararo fazoda mavjud bo’lgan gazlarning haroratlari kuchayib ketadi.
Galaktikalarning o’zaro harakat tezliklarning bir qismi gazlarga o’tib, ularni elementlar zarralarga
aylantiradi. Bu relyativislik elementlar zarralarning magnet maydonlar o’tishida tormozlanib
radionurlanishlarni hosil qiladi. Nurlanishning bu mixanizmini birinchi marta sovet astrafizigi I. S.
Shklovskiy ko’rsatgan edi va unga sinxtotxon nurlanishi deb nom berdi, chunki bu nurlanish
elementlar zarralarning tezlatgichlari- sinxrotronlarda topilgan edi.
Oqqush A. ga o’xshash yana ikkala kuchli manbalar Gidra A va Gerkules A mavjud. Ularning
radioto’lqinlaridagi energiyalari optik nurlanish manbalaridan 4 marta kamdir. Bu radiomanbalar
ham qo’shaloq galaktikalar bilan bog’langanligi aniqlangan.
Baade va Minkovskiylarning fikricha radiomanbalar ikkita spiral galaktikalarning o’zaro
to’qnashishlaridan hosil bo’lgan bo’lsa, radiomanbalarning hosil bo’lishiga akademik V. A.
Ambartsumyan qarama – qarshi g’oyani ilgari surgan edi. Uning fikricha, radiogalaktikalar
boshlangich jismning ( galaktikaning ) ikkiga bo’linishi va bir – biridan uzoqlashish jarayonlarining
natijasidir. Bo’linish jarayonida materiyaning katta zichlikdan kam zichlik xolatiga o’tishi portlashlar
natijasida yuz beradi va natijada radoinurlanishlar hosil bo’ladi.

www.arxiv.uz

Oqqush S galaktikaning radionurlanishi galaktikaning o’zagidan emas, balki undan
10000 yorug’lik yili uzoqlikdan tashqarida va unga nisbatan simmetrik joylashgan ikkala
sohadan chiqadi.
Xuddi shunday “manzara” Sentabr A mobaynida ham kuzatiladi. Bu galaktika to’rtta
radiomanbaga ega, ular galaktika markazidan o’tuvchi tog’ri chiziqda markazga nisbatan
simmetrik ravishda joylashgan. Radiogalaktika (Sunbula A-elliptik galaktika M87da radiusi
bo’yicha yo’nalishda otilib chiqqan 6 ta yorug’ bulutcha kuzatildi. Bularga qarama-qarshi
tomonda otilib chiqadigan xiraroq bulutchalar kuzatiladi.
Radiomanba Sumbula Agalaktika M87 bilan ustma-ust tushadi. Otilib chiqish energiyasi
10 55
erg, M87 ning radiodiapazonda yorqinligi 10 40
erg/s rentgenda 10 41
erg/s.
Agar Oqqush Ani radionurlanishi portlash natijasida hosil bo’lingan deb faraz qilinsa, u
holda to’la energiya 10 10
M
Θ massasini energiyaga aylantirishda hosil bo’lishi mumkin. Biroq
vodoroddan geliy hosil bo’lishi sekin kechadigan jarayon.
Hozirgi vaqtda ko’p galaktikalar to’dalarining markazlarida kuchli radiogalaktikalar
joylashgani aniqlangan va ular bu galaktikalar to’dalaridan kelayotgan radio, rentgen va gamma
nurlanishlarini hosil qiladigan asosiy manba bo’lishlari mumkin.
Kuchli radionurlanishlar tarqatadigan galaktikalarni aktiv yadroli galaktikalar deymiz va
ular uzoq masofalarda ko’p uchraydi va bu turi kvazarlar deb aytiladi
Kvazarlar kuchli radiomanbalar bo’lib, 1960 – yildan boshlab aniqlangan kvazarlar optik va
radiopozonlarda bizning galaktikamizdan minglab marta ko’p nurlanadilar. Ko’p kvazarlarning
ravshanliklari davriy ravishda o’zgarib boradi. Har kvazar 10 milliard o’ta yangi yulduzlarning
portlashlarida qancha energiya ajralib chiqsa, shuncha energiya chiqaradi.
Oxirgi 40 yil ichida astronomlar 10 mingdan ortiq diskret radionurlanish manbalarini ochib,
manbalarning ro'yxatlarini tuzdilar. Bular ichida uchinchi Kembrij katalogi to'laligi bilan
ajralib turadi.
www.arxiv.uz

Galaktikaning tuzilishi va tarkibi
Galaktika markazida diametrik 1 parsek bo’lgan o‘zakcha joylashgan. Unda
yulduz zichligi 10 6
1/ps 3
. o’zakcha ichida kuchli radio va infra qizil nurlanish
sochadigan yulduzsimon obyekt (diametric <10 a.b. uncha katta massaga ega bo’lgan
qora o’ra) joylashgan. Uzakni diametri 1600 ps bo’lgan gaz disk o’rab turadi. O’zak
atrofining kattaligi 4,8x3,1 kps bo’lgan markaziy quyuqma o’rab turadi. Osmonda u
28 o
x18 o
kattalikda Aqrab va Qavs yulduz turkumlarida ko’rinadi. U asosan qizil
gigant va karlik yulduzlardan iborat. Markaziy quyuqmada 200 km/s tezlik bilan
kengayotgan zich gaz oqimlari kuzatiladi. Spiral tarmoqlar ana shu markaziy
quyuqmadan boshlanadi.
www.arxiv.uz

Galaktika to’rtta spiral tarmoqqa ega:
1. tarmoqning o’rtacha radiusi 3 kps. U ionlangan vodoroddan tarkib topgan va bu
tarmoq 50 km/s tezlik bilan kengaymoqda;
2. tarmoq Galaktika markazidan 6 -7 kps masofada joylashgan va u neytron
vodoroddan va ko’plab qaynoq (O va B sinf) yulduzlardan iborat. Bu tarmoq
Qavs yulduz turkumidan o’tganligi uchun Qavs yengi deb ataladi;
3. tarmoq (Orion yengi) neytral vodorod va havorang – oq yulduzlardan tarkib
topgan. Uning kengligi 2 – 3 kps, Quyosh o’z sayyoralar chizimi bilan ana shu
tarmoq a’zosi hisoblanadi. Uning chetlaida galaktika markazidan 10 kps
uzoqlikda joylashgan;
4. tarmoq (Persey yengi) galaktikani eng tashqi tarmog’i uning tashqi chegarasi 15
kps masofagacha yetadi. Tarmoqlar ichidagi yulduzlar qaynoq va yosh bo’lib,
tarmoqning tashqarisida nisbatan past temperaturali keksa yulduzlar kuzatiladi.
www.arxiv.uz

Har xil fizik xususiyatga ega yulduzlarning osmonda joylashishiga ko’ra ular
galaktikaning tekisligidan har xil balandlik (2) ga joylashgan, beshta tashkil etuvchiga
bo’linadi.
1. Sferik – tashkil etuvchi bo’lib, unga RR –Lir (Liraning RR
u ) singari yulduzlar va sharsimon
yulduz to’dalari kiradi. Bular galaktika tekisligidan eng chetlarda ham kuzatilad. Bu
yulduzlar keksa sovuq qizil gigant yulduzlar bo’lib Galaktika tekisligidan chiqib fazoga
sochilib ketgan.
2. Oraliq sferik tashkil etuvchi bo’lib, unga katta fazoviy tezlikka ega A va F sinfga mansub
yulduzlar, uzun davrli o’zgaruvchan yulduzlar kiradi.
3. Oraliq disksimon bo’lib, unga bosh ketma-ketlik yulduzlarning asosiy qismi Quyosh, yangi
yulduzlar va planetar tumanliklar, qizil gigantlar kiradi.
4. Eski yassi oraliq tizim bo’lib, unga A sinfga mansub yulduzlar, uzun davrli sifidlar, tarqoq
yulduz to’dalari kiradi.
5. Yosh oraliq tizimi bo’lib, unga O va B sinfga mansub qaynoq va Savrning T-si singari
yulduzlar, gaz va chang bulaklar (molekulyar bulutlar) kiradi.
www.arxiv.uz

Galaktika tashkil etuvchilarning ayrim fizik ko’rsatgichlari
keltirilgan.
Oraliq tizim Balandlik shkalasi Og’ir elementlar
nisbiy massasi,  Baholangan yoshi,
mlrd.yil
Sferik 2000 0,1  0,5 13
Oraliq sferik 700 1 7 – 12
Oraliq disk 350 2 2 – 7
Ya ssi, eski 160 3 0,1 – 1,5
Yo sh, yassi 100 4 0,1
Yu qoridagilarga asoslanib, yulduzlar Galaktika tekisligidagi gaz – chang bulutdan hosil
bo’ladi va asta – sekin uni tark etadi, degan xulosaga kelish mumkin. Keksaygan sari ularning
kimyoviy tarkibi ham o’zgarib boradi. Galaktika tekisligini tark etgan yulduzlarning fazoviy
tezliklari ham o’zgaradi. dastlabki tekshiruvchilar sferik tashkil etuvchi yulduzlarning fazoviy
Quyoshga nisbatan tezliklari katta (70km/s) bo’lgani uchun ularni chopqirlar deb atashdi. Xatto
buyuk olim Y. Oort (Gallandiya) bu yulduzlar galaktika tashqarisidan kirgab deb aytgan.
Keyinchalik bu “Chopqir” lar galaktikada eng sekin harakatlanadigan yulduzlar ekanligi aniqlandi.
Gap shundaki, Galaktika o’z markazidan o’tuvchi tekislikka tik joylashgan o’q atrofida
aylanadi.
Galaktika massasining asosiy qismi uning o’zagida joylashgan. O’zakdan tashqaridagi
yulduzalr uning atrofida Kepler qonunlariga bo’y so’ngan holda aylanishlari kerak,
www.arxiv.uz

XULOSA

Galaktika ma ’ lum shaklga ega va o ’ z o ’ qi atrofida aylanadigan yaxlit material
muxit deb hisoblanadi va unga umumiy fizik ( aylanish ) qonunlar qo ’ llanishi mumkin .
Yuqorida galaktika misolida ko’rganimizdek, boshqa galaktikalar ham o’zak atrofida
aylanadi. S va E sinfidagi galaktikalar moddasining asosiy qismi ularning o’zagida
joylashgan. O’zakda modda zichligi galaktika markazi tomon ortib boradi va o’zak
markazida maksimal qiymatga yetadi. Bunday tizimga kiradigan va uning yashqi
qismlaridagi yulduzning xarakati massa markazi atrofida aylanadigan jismning harakat
qonunlariga ( Kepler qonunlari) bo’ysunishi kerak.
Bunda Kepler qonunlari qullanilishi va markaziy gallaktika o’ziga massaning fizik
ko’rsatkichlari hisoblanish mumkin.
Gallaktikaning burchak kattaligi uning tasvirini o’lchashdan topiladi. Ko’pchilik
Gallaktikalar( S
1 I
r ) keskin chegaraga ega bolmaganligi uchun tasvirlarining
ko’ndalang kesimini o’lchash ma’lum qiyinchiliklar va noqilayliklarga olib keladi.
Masalan; tasvirning kattaligini suratga olishdagi ekispazitsiya vaqtiga bog’liq . Katta
ekispazitsiya bilan olingan tasvirlarga gallaktikaning tashqi xira qismlari ham chiqadi,
kichik ekispazitsiyalarga esa faqat uning yorug’ qismining tasviri hosil bo’ladi.
Shuning uchun gallaktikalarning o’lchamlari xatolik bilan o’lchanishi mumkin.
Hozirgi vaqtda ko’p galaktikalar to’dalarining markazlarida kuchli
radiogalaktikalar joylashgani aniqlangan va ular bu galaktikalar to’dalaridan kelayotgan
radio, rentgen va gamma nurlanishlarini hosil qiladigan asosiy manba bo’lishlari mumkin.
Kuchli radionurlanishlar tarqatadigan galaktikalarni aktiv yadroli galaktikalar
deymiz va ular uzoq masofalarda ko’p uchraydi va bu turi kvazarlar deb aytiladi
www.arxiv.uz

ADABIYOTLAR

1. Мартинов В.А. «Курс общей физика» М.1986 г.
2. Мартинов В.А. «Курс проктический a строфизики».
3. Кримишин И. «Астрономия наших дней» М. 1980 г
4. Сатторов И. «Астрофизика I – II том» Т. 2007 й.
5. Нуриддинов С.Н. «Галактикалар физикаси асослари» Т. 2002 й.
6. Поляк И.Ф. «Умумий астрономия курси» Т 1965 й.
7. Агенян Т.А. «Звезды галактика метогалактика» М. 1982 й.
8. Торбощкий В.Т. «Введение в физику галактик ископиний галактикий» 1986 г
9. Мирсалимова «Астрономия»
10. Тошпулатов Н. косимов Н «Астрономия» 2003 йил
11. Бакулин А.И. «Курс общей астрономи»
12. Нуралимова Т. Рахимова А. «Умумий астрономия курси» Тошкент, Укитувчи, 1971 – йил
13. Воронсов «Сборник задач по астрономи» 1963 г.
14. Internet ma’lumotlari (2007 – 2012 yillar)
www.arxiv.uz

Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi

Купить

Похожие документы
2001-yil sentabr voqealri va uning xalqaro munosabatlarga
1945-1990-yillarda Buyuk Britaniya
1918-1923 yillarda xalqaro munosabatlar, Versal Vashington siyetemasining tuzilishi
Ahmad al-farg‘oniy
Almashlab ekishni loyihalashtirish va joriy etish