Yulduz to`dalarini tadqiq etish - Астрономия - Дипломные работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	469.9KB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Yulduz to`dalarini tadqiq etish

Купить

Yulduz to`dalarini tadqiq etish Q arshi - 2011

MUNDARIJA KIRISH ………………………………………………………… 3 I - BOB . YULDUZ TO`DALARI H A Q IDA UMUMIY MA`LUMOT 1. 1 . Y u lduz to`dasi h a q ida tushunchalar ……………………………….. 7 1.2. Sharsimon yulduz to`dalari……………………………………….. . 11 1.3. Tarqoq yulduz to`dalari …………………………………………... 22 II-BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USULLARI 2.1. Yulduz to`dalarini sinflashtirish ………………………………….. . 28 2.2. Yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari……………. 3 5 2.3. Galaktikada yulduz to`dalarini taqsimoti …………………………..41 XULOSA ……………………………………………………… …. 4 3 ADABIYOTLAR ………………………………………………… . 4 4 KIRISH Hozirgi kunda yulduz to`dalarini o`rganishning yangi davri boshlandi deb xisobga olish mumkin unga bir nechta sabablarni keltirib o`tamiz. Gap shundaki, o`tgan asrning 90-yillarigacha asosan fot o grafik usul bilan y

far q i 20 yil atrofida bo`lishi talab q ilinar edi. S h unda biz yulduz t o’ dalaridagi xususiy h arakatlarni to` g’ riro g’ i to`da a`zolarini ani q lay olar edik. Misol uchun to`dadagi o`zgaruvchan yulduzlarni o`rganish uchun odatda Fotoelektron kuchaytirgichlar (F.E.K) yordamida o`rganilgan. Demak biz yulduz to`dalaridagi o`zgaruvchan yulduzlarni panaramal o`rganish imkoniyatiga ega bo`lmaganmiz. Bundan tashqari ulardagi nozik harakatlarni sezish katta qiziqishlar bilan amalga oshirilgan. O`tgan asrning 90-yillaridan boshlab kuzatuv astronomiyasida zaryadli bog’langan qurilmalar (Z.B.Q) keng qullanila boshlanishi bilan birga yulduz to`dasini o`rganish yangi bosqichga kutarildi. Misol uchun bunga sabab kuzatuv astranomiyasida foydalanilayotgan asbob-uskunalarning ani q ligi bir necha bo

inflashtirish, ulargacha bo`lgan masofani topish usullari va Galaktikadagi yulduz to`dalari taqsimotini o`rganish kabi asosiy masalalarga e`tibor qaratilgan. Misol uchun sharsimon yulduz to`dalarini sinflashtirishda ularning tash q i ko`rinishi inobatga olinadi. Shu yerda aytib o`tish kerakki ulardagi yulduzlar soni juda kichik burchaklar sohasida yuzlab yulduzlar joylashgan bo`lishi mumkin. Ya`ni yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani aniqlash o`z-o`zidan koinot o`lchamlari haqidagi (galaktika) o`lchamlari haqida tug’ri tasavvur berishga harakat qilinadi. Ushbu B.M.I ni vazifasiga to`xtalsak birinchi galda yulduz to`dalari haqida sinflarga bo`lingan holda umumiy ma`lumotlarni o`rganib chiqish, ayrim yulduz to`dalari bilan yaqindan tanishib chiqishga sharoit yaratish, kelgusda shu sohada q

ahamiyatga ega ekanligini ko`rsatib turibdi. Biz o`rgangan yorqinligi atamasini har ikki xil yulduz to`dasiga qullab ko`rib chiqadigan bo`lsak, ular orasidagi farq sezilarli darajada ekanligini his qilamiz. Misol uchun tipik sharsimon yulduz to`dalari yorqinligi ~ 10 5 Quyosh yorqinliklari birliklarida bo`lsa xuddi shu parametr tarqoq yulduz to`dasi uchun ~ 10 4 ni tashkil qiladi. Bu esa o`z navbatida dolzarb ekanligini ko`rsatib turibdi. Agar biz B.M.I ning amaliy ahamiyatiga to`xtalsak u holda biz kelajakka tegishli darajada keng foydalanishimiz, amaliy ishlarni bajarishda, rejalar tuzishda katta samara berishida ishonchimiz komil. Chunki, bu B.M.I da oxirgi yillardagi yulduz to`dalari haqidagi ma`lumotlar jamlandi va umumlashtirildi. Shu bilan birga bir necha o`nta yulduz to`dalari haqi

4. O`zbekistonda saylov xuquqi erkinligini ta`minlash va saylov qonunchiligini rivojlantirish. 5.Fuqarolik jamiyati institutlarini shakllantirish va rivojlantirish. 6. Demokratik bozor islohatlarini va iqtisodiyotini liberallashtirishni yanada chuqurlashirish. Oltinchi yunalishda ra q obat to` g’ risida to`xtaldi. Raqobatlasha oladigan har qanday mahsulot yoki shu mahsulotni ishlab chiqaruvchi ilmiy asoslangan bo`lsagina yoki uni ishlab chiqaruvchining ilmiy saviyasi yuqori darajada bo`lganligini bu mahsulot raqobatlasha olishi mumkin ekanligini aniqlash mumkin. Ushbu kontseptsiya O`zbekiston zaminida yashayotgan fizik, ximik, biolog, vrach, injener, iqtisodchi, moliyachi, talaba va hokazo. Kim bo`lishdan qat`iy nazar h amma uchun dasturi amal bo`lib xizmat q iladi. I-BOB. YULDUZ T O` DALA

sharsimon to`dalar esa, o`n mingdan yuz minggacha yulduzlarni o`z ichiga oladi. Galaktikamizda 800 ga yaqin tarqoq yulduz to`dalari bo`lib, ularning diametri 1,5 parsekdan 20 parsekgacha boradi. Tarqoq yulduz to`dalarining yaxshi o`rganilgan tipik vakillari – Savr yulduz turkumidagi Hulkar deb nomlangan to`da bo`lib, quyosh sistemasidan 130 parsekli masofada joylashgan (1.1.1 - rasm). Bosh q a bir tar q o q yulduz to`da - Giadlar esa bizdan 40pk li masofada yotadi. 1.1.1-rasm. Hulkar deb nomlangan yulduzlarning tarqoq to`dasi. Sharsimon yulduz to`dalari tarqoq yulduz to`dalaridan kimyoviy tarkibi bilan farqlanadi. Xususan, tarqoq yulduz to`dalarining spektrida og’ir elementlar miqdori 1-4 foizni tashkil qilgani holda, sharsimon yulduz to`dalarda atigi 0,1 – 0,01 foizni tashkil qiladi. Bund

S h arsimon to`dalarning o`rtacha diametri 40 parsek atrofida bo`ladi. Galaktikamizda 100 ga yaqin sharsimon to`dalar ko`rinadi. Ravshanliklari tufayli sharsimon to`dalarni qo`shni galaktikalarda (Magellan bulutlari va Andromedada) h am ko`rish mumkin. Sharsimon to`dalar tarqoqlaridan farq qilib, Galaktikamizning markaziga tomon konsentratsiyasi keskin ortib boradi. Sharsimon to`dalarning tipik vakili Gerkules yulduz turkumida joylashgan M-13 bo`lib, u 20 mingga yaqin yulduzni o`z ichiga oladi (1.1.2. - rasm). Uning bizdan uzoqligi 24 ming yorug’lik yiliga teng [3]. 1.1.2 – rasm. Gerkules yulduz turkumidagi M-13 yulduzlarning sharsimon to`dasi. Yulduzlar biror to`dani tashkil etishi birlik sferik yuzdagi yulduzlar soni to`daga yaqinlashgan sari ortib borishiga qarab aniqlanadi. Y u lduz to

2-20 p k orali g’ ida, ko`pincha 3-5 p k atrofida bo`ladi. Tarqoq to`da zichliklarining fazoviy zichligi turlicha, bir kub pk ga 0.25 tadan 80 tagacha yulduz to`g’ri keladi. Massalari yig’indisi esa 15M o dan 250 M o gacha bo`ladi. Tarqoq to`dalar Galaktikaning spiral shaxobchalarida joylashgan bo`lib, asosan bosh ketma-ketlik yulduzlaridan va gigandlardan, ba`zilari esa B yulduzsiz bosh ketma-ketlik yulduzlaridan iborat bo`ladi. Galaktika yadrosi, to`daga qo`shni yulduzlar va to`da yulduzlarining o`zaro tortishish kuchi ta`sirida to`daga tegishli yulduzlar asta sekin fazoga tarqalib ketadi. Dastaval kichik massali yulduzlar to`daning tortishish kuchi maydon ta`sirini engib chi q a oladigan tezlikka erishadi. Nazariy hisoblarga ko`ra to`dada yulduzlarning fazoviy zichligi R < 0.093 M o ps

– yulduz kattalik (m) diagrammasi tarqoq to`dalar va statsionar yulduzlarnikidan farq qiladi. M3 – to`da bo`yicha tuzilgan “rang yulduziy kattalik (m)” diagramma kiritilgan. Diagrammada pastidan o`rta qismiga qadar bosh ketma-ketlikda tegishli yulduzlar joylashgan va undan o`ngga va yuqoriga tomon gigantlar tarmog’i cho`zilgan. Diagrammaning o`rtasidan yu q oriro q da q izil gigantlarning bosh ketma- ketlik bilan bo g’ lovchi gorizontal tarmo q ni ko`rish mumkin. Bu tarmoqni hosil qiluvchi yulduzlar pulsattsiyalanuvchi (liridlar) yulduzlardir [7]. Sharsimon to`da yulduzlarining ko`pchiligi F va G sinflarga kiradi. Ularda ko`plab Liridlar (RR lyr) ni ko`rish mumkin. Liridlar diagrammada gorizontal tarmo q ni h osil q iladi va ularga asoslanib to`daning uzo q ligi topilgan. Sharsimon to`dala

bilan o`lchanadi. (Quyosh atrofidagi yulduzlar fazoviy kontsentratsiyasi 1pk 3 da atigi 0,13 ta yulduzni tashkil etadi). eng “qashshoq” SHYUT lari “boy ”SHYUT lariga qaraganda yulduzlar taxminan 2 tartib kam songa ega bo`ladi. SHYUT larining og’irligi ga teng. SHYUTda har xil turdagi o`zgaruvchan yulduzlar uchraydi. eng ko`p sondagi yulduzlar Liraning RR tipidagi o`zgaruvchan yulduzlari, shuningdek, Galaktikaning sferik tashkil etuvchilari bo`lgan uzoq davrli sefeidalar (Hulkar yulduzining W tipi) Kit Dunyolari va boshqalar. O`zgaruvchan yulduzlar asosiy tiplarining nur sochishi ma`lum bo`lib, bu SHYUT gacha bo`lgan masofani aniqlashga imkon berib, bu esa yulduzlar evolyutsiya nazariyasi qoidalari asosida SHYUT larining yulduz tarkibi haqida va ularning Galaktikadagi o`rniga oid ma`lumotla

1.2.1.-rasm. Ajdar h o yulduz turkumidagi M10 sharsimon yulduz to`dasi. 12

SHYUT ning xarakterli diametrlari -20-60pk (ba`zi h ollarda undan kattaro q ). Yaqin sharsimon yulduz to`dalarigacha bo`lgan ~10 kpk o`rtacha masofadagi SHYUTning barcha yulduzlarini bir xil uzoqlikda deb hisoblash mumkin; ularning ko`rinma yorqinligidan nur sochish tafovutini aniqlash mumkin. Bitta SHYUT yulduzining umumiy paydo bo`lishidan yulduz to`dasi yulduzlari taxminan bir xil yosh va bir xil kimyoviy tarkibga ega deb hisoblash mumkin. Aksariyat SHYUT yulduz atmosferasida og’ir elementlarni tutishi quyoshga qaraganda kam (ekstremal holatlarda 100 martadan ko`proq uchraydi). Yulduz yorqinligi farqi yulduz og’irligi tafovuti bilan bog’liq bo`lishi, shuningdek, ularning evolyutsion yo`llaridan har xil harakatlanishi, shu bilan birga oxirgi hisoblashlarda dastlabki og’irlikdan farqi ani

to`ynuklar aylangani bo`lib shu bilan birga to`dalargacha masofa ulkanligi sababli ular optik diapozonda ko`rinmaydi. Biroq, bu yulduzlarning SHYUT da mavjudligini bevosita ma`lumotlar bo`yicha aniqlanadi, ular to`da yulduzlari jami og’irligiga katta ulush qo`shish mumkin (o`nlab foizlarda). Ba`zi SHYUT da yangi yulduzlar va zamonaviy farazlarga ko`ra, zich ikki karrali tizimlar bilan evolyutsion davrni o`tagan komponentlar bo`lib hisolanayotgan egizaklarning U tipidagi o`zgaruvchan yulduzlarining chaqnash kuzatilmoq. XX- asrning 70- yillarida sakkizta galaktik SHYUTda rentgen nurlanishlari manbalari topilgan. SHYUTda rentgen nurlanish manbalarining barcha asosiy tiplari: doimiy nurlanuvchi, muvaqqat (ya`ni, vaqtincha paydo bo`lib so`ngra yo`qoladigan), birdan chaqnab ketuvchi(barsterlar)

1.2.2.-rasm. M3 sharsimon yulduz to`dalarining “rang ko`rsatkich o`rinma – yulduz kattaligi”. 15

H ammasi bo`lib Galaktikada 130 ga ya q in SHYUT ochilgan. H isob- kitoblarga ko`ra ularning soni 200-550 taga etishi mumkin. Demak, SHYUTlarining bir qismi ehtimol ularning yulduzlararo chang bulutlari shafaqlari tufayli ko`rinmaydi. (ayni q sa, Galaktika markazi yo`nalishida). H ar bir galaktik h osilalar kabi SHYUT evolyutsiyalanadi. Ularning massasi yulduzlar “bug’lanishi” natijasida kamayishi kerak, shuningdek, boshqa yulduzlar bilan yaqinlashuvi hisobiga katta tezlikka erishadi. Biroq, ixchamlik, gravitatsion barqarorlik ko`pchilik SHYUT larini bizning davrimizgacha saqlanib qolishiga imkon beradi. SHYUTlarni tadqiqi etish Galaktika evolyutsiyasi dastlabki bosqichlariga va shuningdek, kam massali (quyoshnikidan kam) yulduzlarning kechki evolyutsiyasiga yangicha nur olib kirishi mumki

to`dalarga h am xuddi Somon Yo`lidagi ravshanlikda bo`ladi deb olib, ularning absol’yut kattaligi M ni ko`rinma kattaligi m bilan solishtirib, to`dalarning uzo q ligini 0,4 (m – M) = 2 lgr – 2. m – M = 5lgr – 5. M = m +5 – 5lgr. formula yordamida ani q lash mumkin. Bu uzo q liklar juda katta 8000 dan 50000 yoru g’ lik yiliga teng ekan. To`dalarning h a q i q iy diametri taxminan 100 yoru g’ lik yiliga teng. To`dalarning haqiqiy diametri taxminan 100 yorug’lik yiliga teng. To`dadagi yulduzlar bizning Quyosh atrofidagiga qaraganda bir-birlariga ancha yaqin joylashgan («yulduz zichligi» deyiladigan miqdor, ya`ni 1kub parsekdagi yulduzlarning o`rtacha soni u erda minglab marta ortiqdir). S h arsimon to`dalardagi eng yoru g’ yulduzlar – q izil o`ta gigandlardir. Sharsimon to`dalardagi yulduzlar

bog’langan sistemasining o`zaro dinamik bo`lib, nisbatan kam uchraydigan samoviy ob`ektlardir. Bunday to`dalarda yulduzlarinng konsentraktsiyasi ularning markaziga tomon ortib borib, tashqi ko`rinishidan sfera yoki ellipga o`xshab ketgani uchun ham sharsimon degan nom bilan yuritiladi. Sharsimon yulduz to`dalarining yorqinliklari juda yuqori bo`lganliklari sababli teleskop orqali ularni galaktikaning eng uzoq chekkalarida ham bemalol ko`rish mumkin. « Q urollanmagan» ko`z bilan ko`rish mumkin bo`lgan sharsimon to`dalarning ikkitasi osmonning janubiy yarim sharidan o`rin olgan. Ular juda uzoqliklari tufayli kentavr va Tikan yulduz turkumlarida xira yulduzcha shaklida ko`zga tashlanadi. Shuning uchun ham bu ob`ektlarning birinchi kuzatgan astronomlar ularni yulduz hisoblab, kentavrning omega

aniqlash, astronomlar uchun mushkul vazifalardan hisoblanadi. Buning sababi, ulargacha masofa juda uzoq bo`lishidan tashqari, mashhur to`dalar spektrlarida og’ir elementlar miqdorining kamligi va turlichaligi tufayli spektrda ularning aniq «avtograflar»ining chiqmasligi tushuntiriladi. Natijada spektr yorqinlik diagrammasi, juda kam miqdordagi sharsimon yulduz to`dalari uchun tuzilgan bo`lib, faqat ular uchungina masofa yetarlicha aniqlik bilan topilgan. Sharsimon yulduz to`dalarning oxirgi yillardagi tadqiqoti, ularning yoshiga ko`ra, ularda «xalok bo`lgan yulduzlar, jumladan neytron yulduzlar va «qora o`ra»lar ko`p bo`lishi kerak degan xulosaga olib keladi. Bu hol, o`nlab sharsimon to`dalarda quvvatli rentgen manbalarni (ba`zan o`zgaruvchi xarakterli) kuzatilishi bilan tasdiqlanadi. «Eyn

NGC d r D α δ Yu lduz turkumlari va to`dalarining joylashuv o`rni 5272 24 30000 200 13 h 39 m ,9 +28°39′ Y u guruvchi Itlar ; taxminan α Y u guruvchi Itlar va α Volopas o`rtasidagi orali q da . 6205 18 16300 85 16 h 39 m ,9 +36°33′ Gerkules; η Gerkulesa dan 1/3 masofada ζ Gerkules gacha . 6341 20 25400 150 17 h 15 m ,6 +43°12′ Deyarli ι Gerkules bilan η Gerkules o`rtasidagi orali q da . 6218 17 14600 70 16 h 44 m ,6 –01°52′ Ajdar ; ε Ajdardan β Ajdargacha bo`lgan 1/3 masofada . 6656 30 9100 80 18 h 33 m ,3 –23°58′ O` q otar ; Deyarli σ O` q otar va μ O` q otar o`rtasidagi orali q da . 7078 20 27000 120 21 h 27 m ,6 +11°57′ Pegas; 3°,5 g ’ arbiy i 2°,5 shimoliy ε Pegas da . 7089 20 28600 140 21 h 30 m ,9 –01°03′ Q ov g ’ a ; α Q ov g ’ a va θ Burgut orasidagi 1/3 masofada . d – Minutlardagi

1.3.1 –rasm. M35 va NGC 2158 tar q o q yulduz to`dalari . 1.3. Tar q o q yulduz to`dalari. 21

Tar q oq yulduz to`dalari yulduzlarning gravitatsion bog’langan guruhi bo`lib umumiy kelib chiqishi, yaqin kimyoviy tarkibi va yoshi bir xil bo`lgan Galaktikaning yassi tashkil etuvchilariga xos ob`ektlardir. Hozirgi vaqtga kelib 1200ga yaqin TYUT ma`lum bo`lib asosan quyoshdan 2 kpk uzoqlikda joylashgan. Undan h am uzo q dagi to`dalar Somon yo`li yulduzlarining yu q ori zichligi tufayli ko`rinmaydi (1.3.1 –rasm). Kuzatuv ekranidan to`dalar yo`qolib boradi. Galaktikamizda tarqoq yulduz to`dalari taxminan miqdordan ko`p. Etarlicha yaxshi o`rganilganlari esa 400dan ortiq (1.3.2-rasm, 1.3.1-jadval). Bu ob`ektlar o`rtacha olganda yaqin ob`ektlar hisoblanadi. Quyoshga yaqinroq Giad to`dalari 46 pk masofada joylashgan. 1.3.2-rasm. Gershprung-Resselning qator yaxshi o`rganilgan tarqoq yulduz to`

Quyoshning 1000 ta og’irligiga teng, yulduzlarnig kontsentratsiyasi esa < 1 pk -3 ga taxminan maydon yulduzlardan bir tartib yuqori bo`ladi. TYUT nisbatan quyuq yadro va yulduz yadrolari bilan solishtirganda siyrak yulduzli tojdan iborat bo`ladi. O`rtacha yadro radiusi pk, toj radiusi esa 2-10 marta (to`da massasiga bo g’ li q ) katta. TYUT favqulodda turfa yulduz tarkibi bilan xarakterlanadi. Ularda moviy va qizil o`ta gigantlar, gigantlar, qo`shaloq va magnit yulduzlar va boshqa o`zgaruvchan yulduzlar –tsefeidlar, chaqnovchi va boshqalar kuzatiladi [4] Yulduzlar hosil bo`lishi nazariyasi uchun yosh va yangi tug’ilayotgan TYUT larini kuzatish unchalik muhim emas. Yosh TYUT dagi yulduzlarni statik tadqiq etish hosil bo`layotgan yulduzlarda og’irlik bo`yicha massa–bo`linish boshlang’ich fun

juda ko`p yulduzlar to`plamidan tashkil topgandir. To`dadagi hamma yulduzlarning bizdan deyarli bir xil uzoqlikda joylashganligi ularni o`rganishni juda osonlashtiradi; demak, agar to`dadagi biron yulduz ikkinchisidan necha marta yorug’ bo`lib ko`rinsa, u haqiqatda ham shuncha marta yorug’dir. Bu esa to`dadagi yulduzlar absolyut kattaliklarini rangi, spektiri va h okazolar bilan solishtirishga imkon beradi. Faqat to`daga tegishli yulduzlarni boshqa yulduzlardan ( yulduz “fanidan”) ajrata bilishi. Bu dastlab Hulkar uchun bajarilgan To`da egallagan sohadagi 2000 yulduzning o`ziga xos harakatiga qarab, ulardan faqat 150 ta yulduz (2 m dan 10 m gacha bo`lgan) to`daga tegishli ekani va qolganlarining hammasi ulardan ancha narida joylashganligi isbotlandi. Quyoshdan to`da markazigacha bo`lgan ma

1.3.1-Jadval NGC (New General Catalog) katalogi bo`yicha ba`zi tarqoq yulduz to`dalari haqida ma`lumotlar . NGC d N r D α δ Y u lduz turkumlari va to`dalarning joylashuv o`rni 752 45 70 3420 45 – – Andromeda; γ Andromed adan α Uchburchakka 1/3 masofada . 457 14 100 6800 28 1 h 15 m ,9 +58°01′ Kassiopeya; δ dan θ Kassiope yagacha 1/3 masofada . 559 7 60 8960 18 – – Kassiopeya; shimoliy δ Kassiope yadan 3 0 masofada . 581 6 60 8150 15 1 h 29 m ,9 +60°27′ Kassiopeya; δ dan ε Kassiope yaga ¼ masofada . 663 11 80 2570 8 – – Kassiopeya ; ε va φ Kassiope ya o`rtasidagi orali q da . 7654 18 120 2940 13 23 h 22 m ,0 +61°20′ Kassiopeya; β Kassiope yadan α TSefe ygacha 1/3 masofada . 869 36 350 6200 65 2 h 15 m ,5 +56°55′ Persey; δ Kassiope ya va γ Perse y ; h Perse ylar o`rtasidagi orali q da . 884

Bo`zo q ni bo g ’ lovchi chizi q orali g ’ ida 2 0 o`ngro q da . 2099 34 270 3600 36 5 h 49 m ,0 +32°33′ Voznichiy; θ Voznich iy va β Bo`zo q ni bo g ’ lovchi chizi q orali g ’ ida 2 0 chapro q da . Pleyadi 180 160 420 22 3 h 43 m ,9 +23°58′ Bo`zo q ; “ cho`mich ” α bo`zo q dan shimoliy- g ’ arbga ; q o`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin. Giadi 900 100 130 34 4 h 16 m ,7 +15°31′ Bo`zo q ; “ uchburchak ” α bo`zo q q arshisida ; q o`rollanmagan ko`z bilan ko`rish mumkin. – 300 50 270 24 – – Veronik a sochlari ; q o`rollanmagan ko`zga kuchsiz nurlanish ko`rinishida ko`rinadi. 2168 40 120 2600 30 6 h 05 m ,7 +24°20′ Egizaklar ; η e gizaklardan 2°,5 shimoliy – g ’ arbda . 2323 16 100 2610 12 – – Katta It ; α Katta Itdan β Kichik Itga tomon1/3 masofada . 2632 YAsli 420 320 520 64 8 h 37 m ,5

7092 30 25 920 8 21 h 30 m ,4 +48°13′ ρ O qq ushdan 3° shimolro q da . N – To`dadagi yulduzlar soni; Boshqa ifodalar 1.2.1-jadvaldagi kabi. II – BOB. YULDUZ TO`DALARINI TADQIQ ETISH USU LLARI 2.1. Yulduz to`dalarining sinflashtirish. Yaqin vaqtlargacha har bir YUT katalogi mualliflari undagi ob`ektlar sinflashtirish bo`yicha o`zlarining shaxsiy tizimini ishlab chiqishgan va taklif etishgan. Keyingi katalog va tizimlarda, ilgarigi ilmiy ishlar izlari saqlanib qolgan. YUTlari sinflashtirishi tizimi rivojlanish tarixi bilan tanishish foydali, bunda to`dalashuv asosiy xususiyatlari turli xilligi haqida tasavvurga ega bo`lish mumkin. Beyli sinflashtirishda (1908) to`dalar va tumanliklar haliyam birgalikda ko`rib chiqilmoqda, bu sinflashtirish qamrab oladigan ko`pchilik ob`ektlar tabiati qanaqal

V1. Katta diffuz noto`g’ri tumanliklar (Orion tumanligi, &eta Quyruq tumanligi). V2. Planetar halqali va boshqa yaxshi ifodalangan mayda yorqin gazsimon tumanliklar. V3. Yulduzlar tumanligi (NGC 1514, NGC 2003) . 3. Oq tumanliklar va sharsimon yulduz to`dalari, ularning tabiati haqida guvohlik beruvchi uzluksiz spektrli ob`ektlar: S1. Mayda ruxsat etilmaydigan aniq shakl: dumaloq va elliptik. S2. Spiral tumanliklar (M31- Andromeda tumanligi ,M51 Yuguruvchi itlar) C3. Sharsimon yulduz to`dalari (&omega Sen, 47 Tus, M 13 ). 4 . Noto` g’ ri yuldu z to`dala ri. D1. Etarlicha kontsentrlangan, noto`g’ri shakldagi: ko`proq yoki kamroq yaqin kattaliklarga yulduz (NGC2437,NGC6494) . D2. Etarlicha kontsnetrlangan, noto` g’ ri shaklda h ar xil kattalikdagi yulduzlar bilan (  va h Per, Cru ga) . D3.

Melott to`dalarni ularning tashqi ko`rinishi bo`yicha 4 sinflashtirishga ajratadi: 1. Sharsimon, markazga kontsentrlangan (  Sen); 2. Tarqoq (loose) to`g’ri, yaxshi ifodalangan belgilarga ega (M14); 3. Tarqoq noto`g’ri belgilari bilan, faqat bir necha yulduzlardan iborat; 4. Yirik (coarse) to`dalar (Pleadlar, Giadlar va bir necha kichik yulduz guruhlari, dastlabki uch sinfni o`z ichiga olmagan). Melottning ikkinchi sinfiga ko`p yulduzli tarqoq yulduzlar ham va markazga kuchsiz kontsentrlangan sharsimon to`dalar ham, xususan M14 to`dalari ham mansub bo`lishi mumkin. 20-yillarning o`rtalarida Shepli ishlari yakunlangandan so`ng, tipik sharsimon to`dalar yorqin yuduzlar rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi va o`xshash diagrammali tarqoq to`dalar yorqin yuduzlari farqlanishini aniqlab, shuni

4. Noto`g’ri shaklda, markazga kuchsiz kontsentrlangan. Raab katalogi 152 ta to`dalarni o`z ichiga olgan. 1925 yilda Tryumpler tomonidan taklif etilgan tarqoq yulduz to`dalarining eng omadli fizik sinflashtirish paydo bo`ldi. U Xertsshprung-Ressel diagrammasi ko`rinishi asosida h ar bir to`dalar uchun tuzilgan va deyarli bu h osilalarning fizik tarkibini ifodalagan edi. Bu sinflashtirish tamoyillari 2.1.1-rasmda tushuntirilgan. Bu yerda 1 raqami, ko`pchilik to`dalar asosiy ketma-ketlikka mansubligini, ”b”,”a”,”f” harflari esa bu ketma-ketlikning eng yorqin vakillari qaysi spektrial sinfga mansubligini bildiradi. 2 raqami asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar qatorida qizil gigantlar mavjudligini bildiradi. 1930-1931 yillarda tarqoq yulduz to`dalari tadqiqotiga salmoqli ulush qo`shgan uchta muh

2.2.1- rasm.Tarqoq yulduz to`dalarining absolyut spektrial kattalik Diagrammalari . Shunda Tryumpler (1930) tarqoq yulduz to`dalarining alohida sinfi qaysiki, ixcham boshqa kuchsiz yulduzlar guruhi markazida bitta eng ravshan yulduz, ba`zida uncha katta bo`lmagan yorug’ tumanlik bilan uyushgan to`dalarning mavjudligiga e`tibor qaratdi. Bu sinfga Tryumpler NGC 1444, 2362, 2414 va 6383 yulduz to`dalarini kiritdi. Shepli (1930) taklif etgan tarqoq yulduz to`dalari sinflashtirishi hozirgi vaqtda qo`llanilmaydi. Lekin, u tomonidan kiritilgan atamalar umum uchun q o`llanilishga kirib keldi. Tryumpler Shepliga o`xshash ikki sinflashtirishdan foydalandi. Rim raqami bilan ifodalanadigan, tashqi ko`rinishini beshta belgisi bo`yicha xarakterlanadigan Lundmark-Kollinder muqobil sinflashtirishi sinflas

Ia. To`da xususiyatlari yaxshi ifodalangan. Ib. To`da xususiyatlari yomon ifodalangan. IIa. Yulduzlar markazga sezilarli kontsentratsiyalashuvi. IIb. Yulduzlarning markazga sezilmas kontsentratsiyalashuvi . IIIa.To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan ravshanligi. IIIb. To`da yulduzlarining atrofdagi maydon yulduzlaridan yorqinligi farq qilmaydi. IVa. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduz. IVb. Boshqa sondagilardan ajralib turadigan yorqin bir necha yulduzlarning yo`qligi. Va. To`da fon h ududining q uyu q q ismida joylashgan. Vb. To`da fon h ududining kam yulduzli q ismida joylashgan. Shunga o`xshash sinflashtirishning misoli : Ib, IIa, IIIb,. IVb, Va-babba” jarangdorligi va no q ulayligi uchun bu sinflashtirish ommalashmadi. Boshqa yuqorida ko`rib o`t

bo`linishda Garvard observatoriyasi Bryussov astrografi bilan suratga olingan bir jinsli suratlar seriyasidan foydalanilgan. I–sinfga eng ko`p kontsentrlangan, XII– sinfga esa kamro q kontsentrlangan tizimlar mansubdir (2.1.2-rasmga q arang). 2.1.2-rasm . S h epli –Soyerning h ar xil sinfdagi kontsentratsiyali sharsimon to`dalar: M2(II-sinf),M13(VI) , NGC 5466 (XII). Suratlar 1968-69 yillarda. B.V.Kukarkin tomonidan. P.K Shternberg nomidagi Davlat astronomiya institut 40-santimetrli astrografi yordamida olingan a (ushlanish vaqti minut, plastinkalar - ORWO Spezial). Yulduzlarning to`da markaziga ko`rinma kontsentratsiyalashuvi ifodalangan o`xshash tizimlar keyinroq boshqa mulliflar tomonidan ham taklif etilgan. Xuddi shunday tizim, Moubrey tomonidan 1946 yilda fotografik va spektr qizil ch

Bu indekslarning qiymati 0,01 dan (yulduz fonidan farq qilmaydigan to`dalar uchun) 1,0 gacha (amalda fonga o`tish bo`lmagan to`dalar uchun) o`zgaradi. “Boylik indeksi” atamasi “kontsentratsiya sinfi” atamasi o`rniga Kukarkin tomonidan taklif etilgan bo`lib to`da markaziga yulduzlar ko`rinma kontsentratsiyasi darajasi oldin ta`kidlangandek, tizim markaziga real kontsentratsiyani xarakterlaydigan miqdoriy parametrlari bilan mos kelmaydi. Lekin shu bilan birga uning yorqin vakillari bilan bog’liq to`da absolyut integral kattaligi M v bilan bir vaqtning o`zida yaxshi mos keladi[5] 2.2. Y u lduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari . 2.2.1 Tar q o q yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari. Yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani topish muammosi bu ob`ektlarni tadqiq etishda

2.2.1-rasm. Turli yoshda(yil bo`yicha)gi tarqoq yulduz to`dalari modellari uchun tegishli ketma-ketlik yaqinida ko`rsatilgan Gershprung- 35

Ressel diagrammasi; Uzuq chiziqlar-nazariy boshlang’ich asosiy ketma- ketlik; o`qlarning ifodasi 1.3.2-rasmdagilarning o`zi . Tarqoq yulduz to`dalarining sanab o`tilgan xossalari astrofizikaning qator fundamental muammolarini echishda muhim rol o`ynaydi. TYUTning yulduzlari ichki tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasi uchun tamal toshi bo`lib xizmat qiladi. Turli TYUT yulduzlar yoshidagi katta farqlar va o`sha to`dalardagi kuzatish ma`lumotlari bilan yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasi xulosalari bilan bevosita solishtirish imkonini beradi. Shunday qilib yulduzlar ichki tuzilishi nazariyasi rivojlanishiga sezilarli turtki bergan asosiy ketma-ketlik yulduzlari va qizil gigantlar genetik bog’lanishi ko`rsatmasi TYUT Gershprung-Ressel diagrammasi tahlili asosida olingan (1.3.2-rasm bilan solish

 To`dalarning rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi. Tarqoq yulduzlargacha bo`lgan masofani aniqlashning fotometrik usullari kirib kelishi;  Rang-ko`rsatkich kattalik diagrammasi tuzilishi. Tar q o q yulduz to`dalaridagi ikki karrali yulduzlar;  R,G,U- fotometriyasi. Tar q o q yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani ani q lashning Bekker usuli. 2.2.1.S h arsimon yulduz to`dasigacha bo`lgan masofani topish usullari . Tarqoq yulduz to`dalaridan farqli, SHYUT gacha bo`lgan masofalarni o`lchashda Gershprung-Ressel diagrammasi allaqachon qo`llanilib kelinayotgan va ularning boshlang’ich va asosiy ketma-ketlikdagi yo`llarni o`rin almashtirib eng aniq masofani geometrik usullar bilan kalibrlangan, haligacha asosan ishonchliligi yildan –yilga aniq bo`lib borayotgan bevosita usullardan foydalanil

2.2.2-rasm M 92 sharsimon yulduz to`dalari uchun “Rang –ko`rsatkich (CI) kattalik (m) diagrammasi . (Xaxenberg, 1939). 38

1953-yilgacha ko`pchilik to`dalarda kuzatilgan Liraning RR tipi o`zgaruvchan yulduzlari absolyut kattaliklari doimiyligi va masofalari ularning o`rtacha asrlik parallakslarini aniqlash yo`li bilan topilgan o`zgaruvchan RR tipidagi Lira yulduzlari Quyoshga yaqin o`zgaruvchan yulduzlari bilan bir xilliligi haqidagi farazlardan kelib chiqqan sharsimon yulduz to`dalarining CI yulduzlari m diagrammalarini kalibrovka qilishning boshqa imkoniyati yo`q edi [5]. Biroq, bu farazning ishonchliligi va to`g’riligi fantastik tarzda ulkan va bu faraz mutlaqlashtirilgan edi. Qator omillar bunga imkon bergan edi. Hammasi Shepli (1918y) ning tsefeidlar uchun yoritilganlik davriga bog’liqlik haqidagi 1917-yilda bajarilgan ishlaridan boshlangan edi. Bu erda biz sharsimon yulduz to`dalarigacha bo`lgan masofani

2.3. Galaktikada yulduz to`dalarining ta q simoti. Sharsimon yulduz to`dalari Galaktikada notekis taqsimlangan: Ular galaktika markaziga kuchli kontsentrlanib uning atrofida galo hosil qiladi (2.3.1-rasm); SHYUTning galaktika tekisligiga kontsentratsiyasi nisbatan kuchsizdir. SHYUTning tezligi 200 km/s,ularning orbitasi kuchli cho`zilgan. Ular taxminan bir marta aylanish davri(10 8 -10 9 yil)da Galaktika markazining quyuq hududidan va yana bir marta aylanishida esa- galaktik diskning perifirik(chet qismi) Galaktika sferik tashkil etuvchisiga nisbatan shunday kuchli zichlikka ega hududdan o`tadi. Bunday o`tishlarda SHYUTdagi gaz “irg’itish”lar shuningdek, uning to`dadan kichik parabolik tezligi( 10-30 km/s) evaziga yuqolib borishi SHYUTlarida yulduzlararo gaz o`ta kamligi radio va optik kuz

Tarqoq yulduz to`dalari sharsimon yulduz to`dalaridan farqli ravishda Galaktika tekisligiga kuchli kontsentrlangan. Aksariyat, TYUT uchun galaktika tekisligidan 100-300pk masofadan oshmaydi. Galaktika tekisligining boshqa tashkil etuvchilari kabi TYUT lari h am Galaktika markazi atrofida aylanishda ishtirok etadi. TYUT tezliklari dispersiyasi unchalik yu q ori emas-15 km/s atrofida, orbitasi esa kam ekstsentrisitetligi bilan sinflashtiriladi. Y o sh to`dalar Galaktika spiral tuzilmalarining etarlicha yaxshi indikatorlari bo`lib h isoblandi. TYUT larining sharsimon yulduz to`dalaridan asosiy far q i – tar q o q to`dalar yoshlarining katta dispersiyasi bilan bo g’ li q Gershprunga-Ressela diagrammasi h ar xilligidir. (2.1.1-rasm). eng yosh to`dalar yoshi bir necha million yillar bilan, eng q

XULOSA Ushbu bitiruv malakaviy ishimdan bajarilgan ishlar asosida quyidagi natijalarga erishdim: 1. B.M.I asosida yulduz to`dalari da kechadigan jarayonlarni o`rganib ko`plab ma`lumotlarga ega bo`ldim. 2. Y u lduz to`dalarini o`rganishda ularni sinflashtirish usullarini o`rgandim. 3. Y u lduz to`dalarigacha bo`lgan masofalarni ani q lash bilan bo g’ li q q ator metodlarni o`rganib chi q dim. 4. Y u lduz to`dalarini ya`ni, sharsimon va tar q o q yulduz to`dalarini h arakatlarini, bu to`dalarning bir-biridan far q ini va o`zgarishlarni o`rgandim. 5. Yulduz to`dalarini Galaktikada taqsimotini o`rganib chiqdim. 6. Sharsimon yulduz to`dalarini tabiatini o`rganib chiqib universitetimiz va Astronomiya instituti ovservatoriyalarida kuzatish mumkin bo`lganlarini ruyxatini tuzdik. 7. Tarqoq to`dalar

1. I.A.Karimov “Jaxon moliyaviy –iktisodiy inkirozi, O ’ zbekiston sharoitida uni bartaraf etish y o ’ llari va choralari” Toshkent “ O ’ zbekiston” 2009 yil . 2. I.A.Karimov “Mamalakatimizda demokratik isloxatlarni yanada chukurlashtirish va fukarolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi” 12- noyabr 2010 yil. 3. M.Mamadazimov “Umumiy Astronomiya” Toshkent. 2008 yil. 4. Р.Н.Холопов “Звездные скопленая” Москва “ Наука ” 1981 год . 5. Э.В.Кононович, В.И.Мороз “Общий курс астрономий” Учебное пособие Москва 2004. 6. I.F.Polak “Umumiy astronomiya” Toshkent 1965 yil. 7. I.Sattorov “Astrofizika” 1-kism. Toshkent 2007. 8. M.Mirsalimova A.Raximov “Umumiy astronomiya kursi” Toshkent Ukituvchi 1976 yil. 9. www.ziyonet.uz 10. www.astrin.uz Uz.F.A. astronomiya universiteti . 11. Fan va turmush jurn

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