Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi - Астрономия - Презентации

Информация о документе

Цена	3000UZS
Размер	5.5MB
Покупки	0
Дата загрузки	23 Сентябрь 2019
Расширение	ppt
Раздел	Презентации
Предмет	Астрономия

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 tek

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. Yadroni chang, gaz tumanliklari o’rab turganligi va yulduzlar ko’p bo’lganligi sababli uni antiqaviy asboblar yordamida qurib bo’lmaydi. Yadroning 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 radionurlanish

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 q

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. Yulduzlar y

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 bul

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 evolyu

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

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, u

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. Yul

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 Yulduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taqsimlanmaganini sezish mumkin. Buning

Mashhur “Ot boshi” deb ataluvchi chang tumanlik. Yulduzlararo 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 tumanlikd

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. Yulduzlararo 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 hol

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. Yulduzlarda 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. Yuqorida galaktika misolida ko’rganimizdek,

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 haroratlar

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

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 tashqarisi

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,

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 Yassi, eski 160 3 0,1 – 1,5 Yosh, yassi 100 4 0,1 Yuqoridagilarga 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 yul

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 ta

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

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